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
Detection of a $γ$-ray halo around Geminga with the Fermi-LAT and implications for the positron flux
HAWC合作组发现了一个$γ$射线辐射，其能量为$E_γ>5$ TeV，围绕Geminga和Monogem脉冲星风星云（PWNe）延伸约2度。我们分析，第一次，近10年的PDMATHAMM射线数据获得的费米大面积望远镜在$E_γ>$ 8 GeV的方向Geminga和Monogem。由于这两颗恒星靠近银河平面，我们使用10种不同的星际发射模型（IEM）进行分析，以研究由于该组件建模而产生的系统学。我们检测到一个$γ$射线晕盖明加周围的意义范围$7.8-11.8σ$取决于IEM考虑。这种测量与PWN发射的$e^+$和$e^-$兼容，PWN与位于距离脉冲星约100 pc的距离内的光子场进行逆康普顿散射（ICS），其中扩散系数估计为100 GeV时约$1.1 \times 10^{27}$ cm $^2$ /s。在我们的分析中，我们包括Geminga脉冲星的自行，这是相关的$γ$射线产生的ICS在费米-LAT能量范围。我们发现，大约$1\%$的效率转换的自旋下的能量的脉冲星到$e^+$和$e^-$是需要与$γ$射线数据从费米LAT和HAWC一致。根据AMS-02最高能量数据推断，Geminga对$e^+$通量的贡献至多为$20\%$。我们的结果是兼容的解释，从银河系恒星的累积发射解释了正电子过剩。
2019-12-17 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Test of the superdiffusion model in the interstellar medium around the Geminga pulsar
Geminga脉冲星周围的TeV $γ$射线晕是宇宙线在银河系局部区域传播的重要指示，它揭示了脉冲星逃逸电子和正电子的空间分布。考虑到星际介质（ISM）中磁场的复杂性，提出超扩散模型比常规扩散模型更能真实地描述CR的传播。在这项工作中，我们测试的超扩散模型在ISM周围的Geminga脉冲星拟合的表面亮度轮廓的Geminga晕测量HAWC。结果表明，当$α$从2减小到1时，卡方统计量单调增加，其中$α$是描述ISM分形程度的超扩散特征指标，$α=2$对应于正态扩散模型.我们发现，在95%的置信水平下，使用$α<1.32$（或$<1.4$，取决于拟合中使用的数据）的模型是不利的。$α$接近2的超扩散模型能很好地解释Geminga晕的形态，但它预测的地球正电子通量比正常扩散模型高得多。这对解释CR正电子过剩具有重要意义。
2021-01-05 astro-ph.HE hep-ph
Constraining the properties of the magnetic turbulence in the Geminga region using HAWC $γ$-ray data
观测银河宇宙线源周围的扩展γ射线辐射可以作为星际磁场的新探测器。利用HAWC天文台的甚高能γ射线数据，我们对Geminga的$\approx 25$ pc内的磁湍流性质进行了约束。我们注入和传播个别CR电子在三维实现的湍流磁场，计算产生的伽马射线发射，并与HAWC测量这个区域进行比较。我们发现HAWC数据与Kolmogorov或Kraichnan湍流的预期兼容，并且可以很好地拟合湍流的合理相干长度和强度，尽管这意味着CR扩散系数显着小于银河CR传播代码建议的系数。发现相干长度$L_{\rm c} \approx 1$ pc和磁场强度$B_{\rm rms} \approx 3 μ$ G的最佳拟合，并且$L_{\rm c}$的优选值随着$B_{\rm rms}$而增加。此外，在观察到的发射明显缺乏强的不对称性，使我们能够约束的相干长度$L_{\rm c} \lesssim 5$ pc在这个区域。
2017-12-12 astro-ph.HE
Constraining the magnetic field in the TeV halo of Geminga with X-ray Observation
最近，高海拔水切伦科夫（HAWC）合作报告了在Geminga脉冲星周围发现TeV晕。TeV辐射被认为是脉冲星注入的电子/正电子从宇宙微波背景光子的逆康普顿散射。与此同时，这些电子不可避免地会通过同步辐射辐射出X射线光子，从而对TeV晕中的磁场提供有用的约束。本文分析了XMM-Newton和Chandra的观测数据，得到了Geminga脉冲星周围$600''$区的扩散X射线通量的上限，该上限为$\lesssim 10^{-14}\rm erg\,cm^{-2}s^{-1}$量级。通过对X射线和TeV观测结果的数值建模，假设注入的电子/正电子各向同性扩散，我们发现TeV晕内的磁场需要为$<1μ$ G，其明显弱于典型的磁场。在星际介质中。弱的磁场加上小的扩散系数从HAWC的观察推断，粒子扩散的玻姆极限可能已经达到TeV晕。我们还讨论了弱X射线发射的替代可能性，如强子起源的TeV发射或特定的磁场拓扑结构，其中弱磁场和一个非常小的扩散系数可能会被避免。
2019-04-25 astro-ph.HE
Revisiting the Geminga halo at GeV energies with Fermi-LAT data
Guangxi Key Laboratory for Relativistic Astrophysics, School of Physics Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院相对论天体物理重点实验室）
本研究利用费米LAT数据重新分析Geminga的GeV晕发射，发现其在更宽能量范围内的显著性较低，可能与银河系背景模型拟合不足及低通量有关。
2026-02-24 astro-ph.HE
Understanding the multiwavelength observation of Geminga's TeV halo: the role of anisotropic diffusion of particles
在这封信中，我们建议，X射线和TeV的观察在Geminga附近可以理解的框架内注入的电子/正电子的各向异性扩散。这种解释只要求Geminga附近的湍流是亚阿尔夫文型的，局部平均磁场方向与我们朝向Geminga的视线大致一致，而不需要调用极端的环境条件，例如极小的扩散系数和强度为$<1μ$ G的弱磁场。
2019-11-08 astro-ph.HE
Geminga: A Window into the Role Played by the Local Halo in the Cosmic-Ray Propagation Process
该研究将 Geminga 纳入三维宇宙线传播框架，解释其脉冲星晕的高能辐射形态，并指出慢扩散、自行及本地晕扣除对正电子能谱和 LHAASO 弥散伽马射线涨落的影响。
2025-09-01 astro-ph.HE hep-ph
The Low Geminga Halo Diffusion Coefficient and a Gradient Driven Alfven Instability
高海拔水切伦科夫天文台对附近的Geminga和PSR B 0656 +14双星20 pc范围内的区域进行了详细的观测，结果表明，产生探测到的伽马射线的10-100 TeV轻子的扩散系数需要达到4 × 10^27 cm ^2·s^-1左右，比通常解释这些能量下银河宇宙射线传播所需的值小两个数量级。这一结果使人怀疑双中子星是否有能力解释高于次级宇宙射线产生所确定的正电子过剩值，尽管使用两个区域扩散模型可以缓解这个问题。本文的目的是给出一个简单的演示的可能性，在脉冲星加速电子/正电子的梯度可以引起阿尔芬不稳定性，从而粒子是自约束的。在47 TeV能量下，Halo扩散系数的估计值为3 × 10^27 cm ^2 s^-1。
2018-07-19 astro-ph.HE astro-ph.IM
TeV halos and the role of pulsar wind nebulae as sources of cosmic ray positrons
本研究基于HAWC对Geminga PWN的探测，计算证实脉冲星周围20-50 pc内存在受抑制的扩散，推断电子对能谱约束，并探讨TeV晕对质子加速及脉冲星物理的意义。
2023-05-13 astro-ph.HE
VERITAS Observations of the Geminga Supernova Remnant
Geminga最初是由SAS-2伽马射线卫星观测站和COS-B X射线卫星观测站作为伽马射线点源探测到的。随后的观测发现，Geminga是一颗被严重遮蔽的无线电宁静脉冲星，与附近（250 pc）的Sedov晚期（30万年）超新星遗迹有关。Geminga脉冲星是费米伽马射线卫星（Fermi-LAT）上的大面积望远镜探测到的第二亮源，并且经常被PAMELA，Fermi-LAT和AMS-2报道为宇宙射线正电子异常过剩的来源。它被一个紧凑的X射线脉冲星风星云包围。切伦科夫水天文台米拉格罗的10 TeV以上的观测也揭示了盖明加周围有一个扩散的伽马射线晕，延伸了几个平方度。自2007年以来，VERITAS IACT天文台对Geminga和周围的晕区进行了观测。然而，VERITAS数据中源检测的标准方法对角度扩展源（>0.5度）的灵敏度不足，无法揭示Milagro检测尺度上的源。在这次演讲中，我们描述了两种方法正在开发的角扩展非常高的能量伽玛射线辐射周围的Geminga脉冲星搜索。
2015-09-14 astro-ph.HE
Geminga and Monogem in the CTAO Era: Probing TeV Halos and Cosmic-Ray Transport
GRAPPA Institute, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学 GRAPPA 研究所）；Department of Physics and Astronomy, San Francisco State University（旧金山州立大学物理与天文系）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo（东京大学宇宙物理数学研究所）
研究Geminga和Monogem周围TeV晕，构建两区扩散模型，用GALPROP v57模拟粒子传播，校准测量数据，通过CTAO响应函数前向折叠模型，贡献是能高显著性探测晕，区分相关参数变化。
2026-09-03 astro-ph.HE
Reanalyze the pulsar scenario to explain the cosmic positron excess considering the recent developments
HAWC已经证实Geminga和PSR B 0656 +14周围存在TeV晕，因此宇宙射线的慢扩散在Geminga和PSR B 0656 + 14周围可能是普遍的，并且来自Geminga和PSR B 0656 +14的宇宙正电子能谱可能会发生显著的变化。因此，最有可能的脉冲星源的正电子过剩，Geminga，不再是一个可行的候选人下的额外限制费米-LAT。此外，AMS-02的最新测量显示，正电子谱中有一个明显的截止点，这对脉冲星源的年龄提出了严格的限制。考虑到这些新的发展，我们重新分析了这项工作的情况。通过检查所有观测到的双区扩散情景下，我们首次提出，PSR B1055-52是一个非常有前途的源的正电子过剩。B1055-52能很好地再现AMS-02正电子能谱的强度和高能切割，也能解释10 TeV附近的H.E.S.S $e^-+e^+$能谱。此外，如果慢扩散在局域星际介质中是普遍存在的，那么B1055-52将是所观测到的恒星中唯一合理的AMS-02正电子谱源。
2019-06-20 astro-ph.HE hep-ph
Search for Very-High-Energy (E $>$ 100 GeV) Emission from Geminga Supernova by VERITAS
Geminga是附近的一颗中年（自旋下降时间尺度~ 12，000年）脉冲星（250 pc），与超新星遗迹有关。Geminga一直是在地球上探测到的超过10 GeV的宇宙射线正电子的意外高通量起源的主要候选者。HAWC天文台在Geminga脉冲星周围的2度区域探测到了TeV的伽马射线辐射，这表明存在有效的高能轻子加速。Fermi-LAT观测结果表明TeV星云中GeV轻子的密度低于HAWC测量约束的单区和双区扩散模型的预测值。然而，费米-LAT和HAWC之间的能隙（~500 GeV至~1 TeV）仍然没有得到充分的研究。VERITAS伽马射线天文台在100 GeV到30 TeV以上的能量范围内灵敏，填补了费米LAT和HAWC之间的空白。因此，VERITAS测量可能会提供缺失信息。自2009年以来，VERITAS已经对Geminga进行了93小时的观测，其中包括2018/2019赛季的28小时。然而，由于背景估计的困难，标准VERITAS数据分析技术对在HAWC检测尺度下扩展的源的灵敏度不足。我们开发了匹配的方法（MRM）的VERITAS空间扩展源的分析。MRM已被证明是一种有效的技术，通过将其应用于VERITAS档案数据，我们目前正在将其应用于Geminga观测。在这里，我们提出的MRM的总结。
2019-08-14 astro-ph.HE
Cosmic-Ray Propagation in Light of Recent Observation of Geminga
高海拔水切伦科夫（HAWC）望远镜最近观测到Geminga和PSR~ B 0656 +14脉冲星风星云（PWNe）周围的扩展辐射。这些意见已被用来估计宇宙射线（CR）的扩散系数附近的PWNe，似乎是两个以上的数量级小于通常来自星际介质从测量丰度的二次物种在CR。两区扩散模型已被提出作为这种差异的解决方案，其中较慢的扩散区（SDZ）被限制在PWN周围的一个小区域。这样的模型成功地再现HAWC观测的Geminga PWN，同时保持与其他CR数据的一致性。结果发现，SDZ的大小影响预测的正电子通量和扩展的$γ$ -射线发射的光谱形状在较低的能量，可以观察到的{ \it费米}大面积望远镜（{ \it费米} LAT）。如果观测到的两个PWNe不是唯一的，那么在银河系其他地方的许多CR源周围可能存在类似的缓慢扩散口袋。这种图片的银河CR传播的后果进行了探讨。
2019-03-13 astro-ph.HE
Constraining the Origin of Local Positrons with HAWC TeV Gamma-Ray Observations of Two Nearby Pulsar Wind Nebulae
HAWC伽马射线天文台报告发现TeV伽马射线辐射在Geminga和B0656+14恒星周围延伸几度。假设这些伽马射线是由反康普顿散射产生的低能量光子在电子晕周围的恒星，我们确定了电子和正电子在本地星际介质的扩散。我们将介绍这两个VHE伽马射线源的形态和光谱研究以及在地球上得到的正电子谱。
2017-08-28 astro-ph.HE
Slow diffusion is necessary to explain the gamma-ray pulsar halos
这表明Geminga周围的$γ$射线晕可能不能用慢扩散解释。如果考虑电子/正电子传播的弹道机制，即使扩散系数很大，也可以解释Geminga晕。在这项工作中，我们研究这种效果，通过采取广义Jüttner传播近似相对论格林函数的扩散，并发现Geminga晕的形态可以勉强适合在快速扩散的情况下。然而，最近在LHAASO的PSR J 0622 $+$ 3749周围发现的$γ$射线晕不能用相同的效应来解释，缓慢扩散是唯一的解决方案。此外，如果用这种弹道输运效应来解释，这两个脉冲星晕都要求从脉冲星自旋下降能量到高能电子/正电子的转换效率远大于100%.因此，我们的结论是，慢扩散是必要的，以占周围的$γ$射线晕恒星。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
GeV observations of the extended pulsar wind nebulae constrain the pulsar interpretations of the cosmic-ray positron excess
长期以来，人们一直认为，$\sim 1 \,{\rm kpc}$内的近中子星是PAMELA和其他实验测量到的10-500 GeV宇宙射线正电子过剩的主要候选者。高海拔水切伦科夫天文台（HAWC）最近对Geminga和PSR~ B 0656 +14周围TeV星云表面亮度剖面的测量表明，来自源的粒子扩散效率很低，这引起了对宇宙线正电子过剩脉冲星解释的争论。在这里，我们认为，GeV的观测提供了更直接的限制，在TeV星云的正电子密度在10-500 GeV的能量范围内，因此对所观察到的正电子过剩的起源。基于此，我们用\textsl{Fermi}大天区望远镜（LAT）寻找TeV星云的GeV辐射。没有空间扩展的GeV发射检测到这两个TeV星云的两区扩散空间模板的框架，这表明在TeV星云的GeV电子/正电子的密度相对较低。HAWC和\textsl{Fermi} -LAT的数据的联合建模不赞成Geminga和PSR~ B 0656 +14作为$\sim 50-500$ GeV的正电子过剩的主要来源，对于通常的柯尔莫哥洛夫型扩散，而对于能量无关的扩散，由它们贡献的正电子过剩的主要部分不能被当前的数据排除。
2019-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Cosmic ray positrons from a local, middle-aged supernova remnant
我们认为，在ATIC-2，费米LAT，PAMELA，HESS和最近在精密AMS-02实验中观察到的宇宙线正电子过剩可以归因于本地，中年超新星遗迹（SNR）的生产。利用我们的宇宙线加速模型对SNR的预测，我们估计导致观测到的正电子过剩的SNR位于距离太阳250到320 pc之间，年龄为170-380 kyear。最有可能的来源是SNR，它产生了着名的Geminga脉冲星，但不再可见。其他竞争者也在讨论中。
2013-08-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Prospects for the detection of synchrotron halos around middle-age pulsars
能量超过10 GeV的宇宙射线正电子的起源是天体粒子物理学中最有趣的谜团之一。不同的解释被用来解决这个难题，如脉冲星风星云（PWNe），超新星遗迹或暗物质粒子的相互作用。HAWC和Milagro实验已经测量到在Geminga和Monogem PWNe方向上超过10 TeV的光子的扩展发射，这可以通过由这些源加速的正电子和电子通过逆康普顿散射发射的光子来解释。这些HAWC和Milagro探测对于估计PWN对正电子过剩的贡献非常重要。正电子和电子由PWNe发射并注入星际介质中，可以通过银河磁场的同步辐射产生能量介于射电和X射线之间的光子。在本白皮书中，我们展示了天体物理探测器任务概念，如AMEGO（全天空中能伽马射线天文台）和AdEPT（高级高能对望远镜），适合探测Monogem和Geminga PWNe的同步加速器晕，我们将报告AMEGO能够探测到的最有希望的PWNe列表。
2019-03-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Anisotropic Diffusion in Pulsar Halos: Interpreting the asymmetric morphology of Geminga and Monogem halos measured by HAWC
Nanjing University（南京大学）；Deutsches Elektronen Synchrotron (DESY)（德国电子同步辐射中心）
利用各向异性扩散模型，通过HAWC观测的Geminga和Monogem脉冲星晕的不对称形态，约束星际磁湍流性质，发现两个晕的平均磁场方向不同但阿尔芬马赫数相近（~0.2），并推断局部磁场相干长度约100 pc。
2026-05-29 astro-ph.HE
Does the Geminga, Monogem and PSR J0622+3749 $γ$-ray halos imply slow diffusion around pulsars?
HAWC协作组报告说，在Geminga和Monogem双星周围探测到了扩展的$γ$射线发射，其扩展程度为几度。最近，LHAASO合作组织还公布了脉冲星PSR J 0622 + 3749周围的扩展$γ$射线发射数据。这种通量可以用从这些源注入的电子和正电子以及它们在星际辐射场上的逆康普顿散射来解释。到目前为止，这种$γ-$射线晕的大小被解释为源周围的扩散系数比银河系的平均值小两个数量级。然而，这一结论是由以下假设驱动的：颗粒在注射后立即扩散传播，而不考虑弹道传播。考虑到从最近注入粒子的准弹道跃迁到扩散输运，本文研究了Geminga、Monogem和PSR J0622 + 3749等天体附近的宇宙线轻子的传播。对于典型的星际扩散系数值，准弹道制度占主导地位的轻子分布距离几十秒差距的脉冲星粒子能量以上$\sim 10$ TeV。在这种状态下，尽管粒子行进很长距离，但所得的$γ-$射线源往往相当紧凑。实际上，对于较大的扩散系数值，粒子以弹道方式传播到更大的距离，结果是更点状的$γ-$射线源。当考虑到这种过渡时，在Geminga、Monogem和PSR J0622 + 3749周围获得了与HAWC和LHAASO $γ-$射线数据的良好拟合，而不需要调用对扩散系数的强抑制。
2021-10-22 astro-ph.HE
A wide-field X-ray search for the Geminga pulsar halo with SRG/ART-XC
本文利用SRG/ART-XC对Geminga脉冲星halo进行宽视场X射线搜索，首次提供了直接成像并设定了磁感应强度约束。
2025-12-15 astro-ph.HE
Constraining the Diffusion Coefficient with HAWC TeV Gamma-Ray Observations of Two Nearby Pulsar Wind Nebulae
附近的电子/正电子加速器，主要是脉冲星风星云（PWNe），被认为是超过10 GeV的正电子过剩的潜在来源。HAWC天文台揭示了两个非常扩展的源，它们在空间上与附近的两个中年恒星重合：Geminga和PSR B 0656 +14，这表明超相对论电子/正电子在我们的后院加速。对这两种PWNe的形态学研究提供了在HAWC能量下扩散系数的约束。在这张海报中，我们将介绍这些PWNe的模型开发和形态学研究，以及最适合数据的衍生扩散系数。
2017-09-11 astro-ph.HE
Searching for Synchrotron Emission from the Geminga TeV Halo using the Planck Satellite
该研究利用 Planck 卫星数据搜寻 Geminga 脉冲星 TeV 晕在约 50–300 GeV 电子作用下产生的同步辐射，但未发现确凿信号，表明现有观测尚不足以约束低能扩散系数及电子能谱参数。
2024-05-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Contribution of pulsars to cosmic-ray positrons in light of recent observation of inverse-Compton halos
在Geminga和Monogem PWNe周围观测到TeV能量的几度正电子（$e^+$）宇宙线辐射，以及在更大范围内观测到GeV能量的Geminga正电子（$γ$）宇宙线辐射之后，脉冲星风星云（PWNe）对过量正电子宇宙线通量有重要贡献的假设得到了巩固。这些PWNe周围的$γ$射线晕被解释为由于电子（$e^-$）和$e^+$被PWNe加速和逃逸，以及星际辐射场的逆康普顿散射低能光子。这些光环的延伸表明，相对于银河系的平均值，这些PWNe周围的扩散被抑制了两个数量级。我们实现了一个两区扩散模型的传播$e^+$加速银河人口的PWNe。我们考虑从ATNF目录中的恒星，并建立PWN银河系人口的模拟。在这两种情况下，我们发现，在一个两区扩散模型，从PWNe和次级$e^+$的总贡献是在AMS-02数据的水平，转换效率的脉冲星自旋能量在$e^\pm$的$η\sim0.1$。对于模拟的PWNe，一个$1σ$的不确定性带被确定，这是至少一个数量级从10 GeV到几TeV。提示减少$e^+$通量TeV的能量被发现，即使它是强连接到每个源周围的低扩散气泡的半径的选择值。
2020-01-30 astro-ph.HE hep-ph
Possible bump structure of cosmic ray electrons unveiled by AMS-02 data and its common origin along with the nuclei and positron
局域脉冲星和它的前身SNR可以一起将正电子、电子和原子核加速到非常高的能量。著名的$20$（$200$）GeV以上的正电子（核）过剩可能来自这种局域源。这暗示初级电子也应该保持"过量"在$200$ GeV以上，与原子核同步加速。AMS-02实验最近精确测量了284 GeV正电子的急剧下降，这为研究这种预期的电子过剩提供了机会。在这项工作中，空间相关的传播与本地源被用来再现正电子，电子和质子的光谱。在考虑284 GeV正电子衰减的情况下，需要在284 GeV以上的原电子有一个尖锐的凸起结构才能拟合正电子和电子的全谱，然后我们系统地研究了Geminga脉冲星和SNR的正电子、电子和核过剩的共同来源。在这种统一的单一来源模式下，这些过剩现象可以重现。最后，我们希望在未来的AMS-02实验中可以观察到精细的凸点结构来支持我们的模型。
2021-07-11 astro-ph.HE
HAWC Observations Strongly Favor Pulsar Interpretations of the Cosmic-Ray Positron Excess
伽马射线望远镜HAWC最近对Geminga和B 0656 +14双星的测量（以及Milagro早期的测量）表明，这些天体产生了大量的高能电子通量。在本文中，我们使用的非常高的能量的伽马射线强度和光谱的这些恒星来计算和约束它们的预期贡献的本地宇宙射线正电子谱。在能够再现所观察到的伽马射线发射特征的模型中，我们发现，伽马星总是产生一个高能正电子通量，其在光谱和幅度上与PAMELA和AMS-02测量的正电子分数相似。根据这一结果，我们得出结论，很可能是双星提供了长期令人困惑的宇宙射线正电子过剩的主要贡献。
2017-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Geminga's pulsar halo: an X-ray view
本研究利用XMM-Newton和NuSTAR存档数据对Geminga脉冲星光晕进行最全面的X射线分析，未发现显著辐射，并据此对周围磁场强度和扩散系数设定了严格约束。
2024-04-04 astro-ph.HE
Constraining dark matter by the 511 keV line
在过去的几十年里，观测表明，银河系中心存在着无法解释的高正电子产生率（强511 keV线）。通过利用百万年前银河系中心附近曾经存在大量高密度气体的事实，我们模拟了由于暗物质湮灭而产生的正电子的速率。我们考虑了银河系中心超大质量黑洞对暗物质密度的绝热收缩效应，并对可能的湮灭通道和暗物质质量范围进行了详细的计算.我们发现，只有三个湮灭通道（$μ^+μ^-$，$4e$和$4 μ$）可以提供所需的正电子产生率，并满足严格的约束的伽玛射线观测。特别是，$μ^+μ^-$通道的约束质量范围是$m \approx 80-100$ GeV，这是接近的质量范围获得的暗物质的解释GeV的伽马射线和正电子过剩。换句话说，该方案可以同时提供所需的正电子产生率来解释银河系中的511 keV辐射、正电子过剩和GeV γ射线过剩，并且与超大质量黑洞的绝热生长模型所导致的密度尖峰是相容的.
2018-06-19 astro-ph.HE
Constraining the Milky Way's Pulsar Population with the Cosmic-Ray Positron Fraction
对与附近的恒星相关的TeV晕的观测表明，这些天体向星际介质注入了大量的高能电子-正电子对，从而可能对宇宙射线正电子通量做出了主要贡献。在本文中，我们使用AMS-02合作组测量的宇宙线正电子分数来约束本地脉冲星的人口特征。对于合理的模型参数，我们发现，我们可以得到很好的协议与测量的正电子分数高达$E_e \sim 300 \, {\rm GeV}$的能量。在更高的能量下，正电子分数主要由少量的正电子组成，这使得很难可靠地预测预期正电子分数的形状。低能正电子能谱支持了这样的结论：类星体通常将其总自旋下降功率的大约$η\sim 5-20\%$转移到非常高能量的电子-正电子对的产生中，产生具有硬谱指数$α\sim 1.5-1.7$的这种粒子的谱。这样的转子通常在$τ\sim 10^4 \, {\rm years}$量级的时间尺度上减速。我们的最佳拟合模型中，无线电和伽马射线束从恒星是检测到28%和62%的周围观察者，分别。
2023-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining positron emission from pulsar populations with AMS-02 data
正电子的宇宙线通量是由星载粒子谱仪AMS-02高精度测量的。在Geminga和Monogem PWNe周围观测到TeV能量的$γ$射线后，脉冲星风星云（PWNe）对过量正电子（$e^+$）宇宙射线通量有显著贡献的假设得到了巩固。在这项工作中，我们进行了大量的模拟银河系的恒星人口，采用不同的分布，他们在银河系中的位置，固有的物理性质，对发射模型，以克服ATNF目录的不完整性。我们将$e^+$ AMS-02数据与初级宇宙射线与星际介质碰撞产生的次级分量相拟合。我们发现，几个模拟星系有一个脉冲星人口能够解释所观察到的$e^+$流量，通常由几个明亮的来源。我们确定了主导$e^+$通量的恒星的物理参数，并评估了不同假设对径向分布、自旋下降特性、银河系传播情景和$e^+$发射时间的影响。
2021-12-06 astro-ph.HE hep-ph
Search for VHE gamma-ray emission from Geminga pulsar and nebula with the MAGIC telescopes
Geminga脉冲星是最明亮的伽马射线源之一，是发射甚高能（VHE > 100 GeV）脉冲伽马射线的有希望的候选者。此外，水切伦科夫仪器声称探测到了一个大星云。我们用MAGIC望远镜对Geminga进行了深入观测，获得了63小时的高质量数据，并搜索了脉冲星和脉冲星风星云的辐射。我们没有发现任何显著的检测，并推导出95%的置信水平上限。在50 GeV能量下，Geminga脉冲星的上限为5.3 x 10^{-13} TeV cm^{-2} s^{-1}，周围星云的上限为3.5 x 10^{-12} TeV cm^{-2} s^{-1}，这是VHE迄今为止获得的最具约束力的上限。为了补充VHE观测结果，我们还分析了Geminga的5年费米LAT数据，发现亚指数截止值优于文献中通常使用的指数截止值。我们还发现，在10 GeV以上，从Geminga的伽马射线谱可以用指数软于5的幂律来描述。幂律费米-LAT脉冲光谱外推到VHE远低于MAGIC上限，表明用当前一代切伦科夫望远镜探测Geminga的脉冲发射是非常困难的。
2016-03-05 astro-ph.HE
Probing the Pulsar Origin of the Anomalous Positron Fraction with AMS-02 and Atmospheric Cherenkov Telescopes
PAMELA、Fermi-LAT和AMS-02最近的观测结果已经明确表明，宇宙射线正电子分数上升到10 GeV以上，这一特征在自洽的银河系宇宙射线传播模型的次级正电子产生范式下是不可能模拟的。正电子比例上升的主要解释是电子-正电子对的额外来源，例如一个或多个成熟的，充满活力的，相对较近的恒星。我们指出，任何一个著名的附近的恒星，Geminga和Monogem，可以令人满意地提供足够的正电子再现AMS-02的观测。这种情况的一个确凿证据是宇宙射线电子和正电子到达方向的各向异性，这可能被现有或未来的望远镜探测到。目前，预测的各向异性水平与Fermi-LAT和AMS-02的限值一致。我们认为，大气切伦科夫望远镜（ACTs）的大收集面积，使它们成为检测这种各向异性的最佳工具。具体来说，我们表明，大部分的质子和伽马射线的背景，这会影响测量的宇宙射线电子-正电子光谱与ACT，可以控制在搜索各向异性。我们的结论是，使用档案ACT数据的观测已经可以约束或证实正电子异常的脉冲星起源，而即将到来的仪器（如切伦科夫望远镜阵列）将提供强有力的约束上升的正电子分数的来源。
2013-05-29 astro-ph.HE hep-ph
Constraining the origin of the rising cosmic ray positron fraction with the boron-to-carbon ratio
根据PAMELA和AMS的测量，宇宙射线正电子分数在10 GeV以上的快速上升，表明附近存在高能正电子的主要来源，如电子束或湮灭/衰变的暗物质。相比之下，通过宇宙射线在星际介质中碰撞产生的次级正电子的光谱预计会随着能量的迅速下降，因此无法解释观测到的上升。然而，有人提出，次级正电子可以产生，然后在附近的超新星遗迹中加速，这可能解释了观测到的上升，而不需要初级正电子源。然而，如果次级正电子在这样的冲击中被加速，其他次级宇宙射线物质（如硼核和反质子）也将被加速，导致硼与碳和反质子与质子的比率上升。然而，PAMELA和AMS合作测量的硼碳比没有显示出这种上升的迹象。有了这些新的数据，我们重新审视了上升正电子分数的二次加速方案。假设相同的超新星遗迹同时加速了轻核（质子、氦）和较重的宇宙射线物质，我们发现，在观测到的正电子分数的上升中，不超过25%是由这种机制引起的（在95%的置信水平上）
2014-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Constraints on the positron emission from pulsar populations with AMS-02 data
AMS-02目前以前所未有的精度测量了宇宙射线中的电子和正电子通量，最高可达TeV能量，代表了对银河系局部性质的独特探测。对它们的光谱的解释目前仍有争议，特别是对于10 GeV以上的过量正电子。在观察到Geminga和Monogem星周围几度大小的TeV能量的伽马射线晕之后，关于星可以显著地贡献于这种过量的假设已经得到了巩固。然而，空间和充满活力的银河系分布的恒星和正电子生产的细节，加速和释放从这些来源还没有完全理解。我将描述我们如何使用高精度AMS-02正电子数据来约束银河系脉冲星群的主要特性和解释观测到的通量所需的正电子加速度。这是通过模拟大量的银河系脉冲星人口，最新的自洽建模的脉冲星自旋和演化特性，校准目录观测。通过拟合正电子AMS-02数据以及初级宇宙射线与星际介质碰撞产生的次级分量，确定了主导正电子通量的恒星的物理参数，并评估了不同假设对径向分布、自旋下降特性、银河系传播情景和正电子发射时间的影响。
2022-09-12 astro-ph.HE hep-ph
The `excess' of primary cosmic ray electrons
利用AMS-02合作测量的精确宇宙射线（CR）电子和正电子谱（分别表示为$Φ_{\rm e^{-}}$和$Φ_{\rm e^{+}}$），电子和正电子通量之间的差异（即，$ΔΦ=Φ_{\rm e^{-}}-Φ_{\rm e^{+}}$），主要由传播的初级电子，可以可靠地推断。在标准模型中，能量为$\geq 30$ GeV的初级CR电子的传播谱随能量的增加而软化。没有任何证据表明$ΔΦ$中存在这种连续的光谱软化现象，这强烈表明初级CR电子显著“过剩”，并且在$100-400$ GeV的能量下，确定的过剩成分具有与观察到的正电子过剩相当的通量。中年但“附近”的超新星遗迹（例如，Monogem和Geminga）是这种过剩的有利来源。
2015-08-06 astro-ph.HE hep-ph
Disclosing the catalog pulsars dominating the Galactic positron flux
针对AMS-02观测到的正电子通量超额问题，通过对ATNF星表脉冲星发射建模，发现少数邻近中年脉冲星（如B1055-52等）与次级产生组合可拟合数据，主导100GeV以上80%通量，还给出需多波段观测的关键源列表。
2025-02-13 astro-ph.HE hep-ph
An Alternative Approach for Constraining the Galactic Magnetic Field and the Interstellar Radiation Field
高能宇宙线电子和正电子在银河系中传播时，主要通过星际辐射场（ISRF）的逆康普顿散射（ICS）和银河系磁场（GMF）的同步辐射损失能量。由这两种主要的能量损失机制所发射的光子分别贡献于漫射的银河伽马射线和无线电波。ISRF和GMF分布的变化对整个银河系宇宙线电子和正电子的光谱有相当大的影响。这种影响既可以通过测量宇宙射线电子和正电子的局部通量局部地揭示出来，也可以通过观察弥散伽马射线和无线电波的光谱和形态在全球范围内揭示出来。在本文中，我们量化了这种影响，并得出结论，AMS-02，\textit{Fermi}和H.E.S.S实验的最新数据是强大的，足以交替应用于约束性能的ISRF和GMF。
2017-09-12 astro-ph.HE hep-ph
A Boundary-Consistent Two-Zone Electron Kernel for Distant Pulsar Contributions to Positron Flux and Anisotropy
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（李政道研究所，上海交通大学）；School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（物理与天文学院，上海交通大学）
提出半解析级数解求解双区扩散模型，处理近源慢扩散与星际标准扩散，结合同步辐射和逆康普顿冷却，应用于脉冲星对宇宙线轻子通量的贡献，发现遥远脉冲星在10-100 GeV贡献显著。
2026-06-26 astro-ph.HE
Measuring the Local Diffusion Coefficient with H.E.S.S. Observations of Very High-Energy Electrons
HAWC合作组织最近报告了从Geminga、Monogem和其他一些附近的中年脉冲星中检测到明亮且空间扩展的多TeV伽马射线发射。从这些天体观测到的辐射角分布令人惊讶，因为它意味着宇宙射线扩散在这些天体的~25 pc范围内受到显著抑制，与标准银河系扩散模型的预期相比。这就提出了一个重要的问题，即局部星际介质的扩散系数是否也很低，或者它是否更适合银河系的平均值。在这里，我们利用H.E.S.S.最近对宇宙射线电子谱（扩展到~20 TeV）的观测。合作表明，当地的扩散系数不可能像Geminga和Monogem周围地区那样低。相反，我们的结论是，宇宙射线有效地扩散通过当地的大部分星际介质。在其他影响中，这进一步支持了这样的结论，即双光子对所观察到的正电子过剩有显著贡献。
2017-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
On the Gamma-Ray Nebula of Vela Pulsar. I. Very Slow Diffusion of Energetic Electrons within the TeV Nebula
脉冲星风星云（PWNe）中的高能粒子输运在解释多波长观测所揭示的特征方面起着至关重要的作用。本文将Vela X PWN中的TeV γ射线发射电子近似为由于SNR反向激波与PWN相互作用而形成茧时的脉冲注入。通过解析求解扩散损失方程，我们同时再现了宽带光谱能量分布和表面亮度轮廓。TeV电子和正电子的扩散系数受TeV星云的光谱和空间性质的约束，因而被确定为：对于10，TeV电子和正电子，为$1 \times 10^{26}$，cm $^{2}$，s $^{-1}$.这个系数比星际介质低三个数量级以上，这与最近从HAWC对与Geminga脉冲星相关的TeV星云的观测中获得的约束一致。这些结果表明，高能量粒子的缓慢扩散可能是常见的PWNe。
2019-07-03 astro-ph.HE
Are pulsar halos rare ?
扩展的伽马射线发射，解释为由电子-正电子对的环境光子的逆康普顿散射形成的晕，被观察到朝向一些中年的恒星。银河系中这种现象的物理起源和实际共性仍然不清楚。与最近的理论模型相比，对限制的条件似乎很极端。我们在J 0633 +1746和B 0656 +14中寻找尽可能减少晕中扩散抑制的程度和幅度的情景，并探讨了如果它们应用于所有附近的中年恒星，对局部正电子通量的影响。我们使用了一个唯象静态两区扩散框架，并将其预测与费米-LAT和HAWC观测的两个晕，并与AMS-02测量的本地正电子通量。虽然数据要求在~ 100 TeV处有2-3个数量级的强扩散抑制，但有可能找到两个对象的扩散抑制程度小至30 pc的解决方案。如果附近所有的中年恒星都发展出这样的晕，它们的正电子通量（包括Geminga的贡献）将使AMS-02测量的注入效率饱和，而注入效率比J 0633 +1746和B 0656 +14中的典型晕小得多，更普遍的是年轻脉冲星风星云的典型值。相反，如果来自其他邻近恒星的正电子在星际介质中释放，而没有任何限制，它们的总正电子通量符合观测到的光谱，对于所有恒星，从驱动脉冲星风星云的kyr-old天体到100 kyr-old天体，如J 0633 +1746和B 0656 +14，注入效率都是几十个百分点。似乎更简单的假设是，大多数中年人不会出现晕轮（略）。
2022-06-23 astro-ph.HE
Constraining the dark matter interpretation of the positron excess with $γ$-ray data
该研究结合AMS-02正电子超出数据与银心、矮星系的γ射线观测上限，约束暗物质湮灭参数，发现仅质量约500GeV、湮灭为μ+μ-的暗物质可同时符合两类观测，其他湮灭道贡献有限。
2023-05-03 astro-ph.HE hep-ph
Constraining Decaying Dark Matter with Fermi LAT Gamma-rays
来自衰变中的暗物质的高能电子和正电子可以通过星际辐射场中的低能光子的逆康普顿产生显著的伽马射线通量。这种可能性是不可避免地与暗物质的解释所观察到的PAMELA和费米过剩。本文的目的是提供一个简单而通用的方法来约束暗物质模型，产生电子和正电子在其衰变使用费米LAT γ射线观测在0.5 GeV和300 GeV之间的能量范围。我们提供了一组通用的响应函数，一旦卷积与特定的暗物质模型产生所需的约束。我们的响应函数包含所有的天体物理输入，如电子在星系中的传播，暗物质配置文件，已知的起源，和费米LAT数据的伽马射线通量。我们研究的不确定性，在确定的响应函数，并将它们施加到一些特定的暗物质衰变模型，可以很好地拟合PAMELA和费米LAT观测到的正电子和电子通量的约束。为此，我们也考虑到即时辐射的暗物质衰变。我们发现，根据现有的数据，衰变的暗物质不能被排除为PAMELA正电子过剩的来源。
2010-04-21 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Undiscovered pulsar in the Local Bubble as an explanation of the local high energy cosmic ray all-electron spectrum
宇宙线电子和正电子是粒子在星际介质中传播的示踪剂。最近使用H.E.S.S.将全电子（电子+正电子）光谱扩展到20 TeV，探测由于这些粒子的$\sim$ 10 kyr冷却时间而引起的非常局部的源和输运。另一个关键的地方测量是最近估计的ISM扩散系数周围Geminga使用HAWC。推断的扩散系数远低于通常假设的值。有人认为，如果这个扩散系数是本地ISM的代表，那么电子能谱将无法解释在地球上测量到的全电子谱。在这里，我们表明，在本地ISM的低扩散系数是兼容的脉冲星风星云起源的最高能量的电子，如果一个迄今未被发现的脉冲星的自旋功率为$\sim 10^{33-34}$ erg/s存在于地球的30至80秒差距。这样一颗脉冲星的存在与已知的星群大致一致，可能在不久的将来的巡天观测中被发现。
2019-01-07 astro-ph.HE
Self-Generated Cosmic-Ray Confinement in TeV Halos: Implications for TeV Gamma-Ray Emission and the Positron Excess
最近的观测发现，年轻和中年恒星周围有TeV的伽马射线辐射。与典型的星际介质相比，这些“TeV晕”的形态需要宇宙射线扩散被局部抑制约100-1000倍。目前没有模型解释这种抑制。我们发现，宇宙射线自约束可以显着抑制扩散附近的恒星。陡峭的宇宙线梯度产生阿尔芬波，共振散射相同的宇宙线人口，抑制扩散在约20 pc的恒星小于100 kyr。在这个模型中，TeV晕演化经历了两个阶段，一个是阿尔芬波共振产生的生长阶段，宇宙射线扩散越来越受到抑制，另一个是随后的弛豫阶段，扩散系数恢复到标准的星际值。有趣的是，在TeV晕演化的早期，宇宙射线并没有受到强烈的限制，这使得相当大一部分注入的e+e-逃逸。如果这些e+e-也从周围的超新星遗迹中逸出，它们将为PAMELA和AMS-02观察到的正电子过剩提供自然的解释。最近产生的TeV宇宙射线被限制在TeV晕中，与HAWC和H.E.S.S.的观测结果相匹配。虽然我们的默认模型弛豫太快，无法解释TeV宇宙射线在成熟星系（如Geminga）周围的约束，但利用Kraichnan湍流谱的模型的弛豫要慢得多。因此，观测成熟恒星周围的TeV晕可能会为我们理解星际湍流提供一个探索。
2018-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Higgs shifts from electron-positron annihilations near neutron stars
我们讨论了潜在的使用中子星，以确定边界上的希格斯-Kretschmann耦合通过寻找在伽玛射线光谱特征的特殊变化。特别是，我们重新分析了GRB 781119中观察到的两个伽玛射线光谱仪检测到的多条线，并推导出一个上限的Higgs-Kretschmann耦合，这是比最近从白矮星得到的约束。这就需要对最近观测站的伽马射线暴光谱进行有针对性的分析，专门寻找致密源附近电子-正电子和质子-反质子湮灭光谱的差分位移，以及来自同一中子星的电子和质子回旋加速器线信号。
2015-09-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
Cosmic Ray Electrons, Positrons and the Synchrotron emission of the Galaxy: consistent analysis and implications
本文用DRAGON程序对银河系的宇宙线电子、正电子谱和漫同步辐射进行了多道分析。本研究的目的是探讨星际电子源的频谱下降到E ~ 1 GeV和约束的几个传播参数。我们发现，超过4 GeV的电子源谱是兼容的指数-2.5的幂律。而在4 GeV以下，它必须被显著抑制，总的轻子谱由次级粒子主导。低于几个GeV的正电子谱和分数测量一致地再现只有在低再加速模型。我们还使用三个独立的（在两种情况下，原始的）参数来约束宇宙线分布的标度高度zt，表明z_t < 2 kpc的值被排除在外。这一结果可能对粒子暗物质的搜索有很强的意义。
2013-03-25 astro-ph.HE
Anisotropic diffusion cannot explain TeV halo observations
TeV晕是围绕太阳的光子发射率增强的区域。虽然已经发现了多个源，但由于难以将高能电子和正电子限制在星际介质的~20 pc区域内，因此对其径向轮廓和球对称形态的自洽解释仍然难以捉摸。一种提出的解决方案利用各向异性扩散来将电子群体限制在沿着视线方向定向的“管”内。在这项工作中，我们表明，虽然这样的模型可以解释一个独特的源，如Geminga，这样的解决方案的相空间是非常小的，他们无法同时解释的TeV晕人口的大小和近似径向对称。
2023-01-11 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Extended gamma-ray sources around pulsars constrain the origin of the positron flux at Earth
在地球上探测到的宇宙射线正电子的意外高通量可能来自附近的天体物理源、暗物质或宇宙射线次级产生的未知过程。我们报告的检测，使用高海拔水切伦科夫天文台（HAWC），扩展的太电子伏伽马射线发射与附近的两个中年恒星（Geminga和PSR B0656+14）的位置相一致。HAWC的观测结果表明，这些粒子星确实是加速轻子的本地源，但测量到的太电子伏发射轮廓限制了粒子远离这些源的扩散速度比以前假设的要慢得多。因此，我们证明了这些物体发射的轻子不太可能是多余正电子的起源，而这些正电子可能有一个更奇特的起源。
2017-11-16 astro-ph.HE
Observation of Galactic Cosmic Rays and Gamma Rays with the High Altitude Water Cherenkov Observatory
高海拔水切伦科夫天文台（HAWC）正在对北半球100 GeV至100 TeV之间的宇宙射线和伽马射线进行无偏调查。HAWC是目前唯一一个运行中的高分辨率宽场TeV天文台，并有一个强大的程序来搜索耀斑和其他伽马射线的瞬态源。该探测器也非常适合于观察伽马射线发射和宇宙射线各向异性的空间扩展区域。HAWC最近结束了其第一年的数据采集与完整的探测器。结果不仅包括许多已知的TeV点源的观测，而且还包括来自银河系物体的扩展发射，如Geminga超新星遗迹。这些结果对宇宙射线数据中观察到的几种天体物理异常的起源有影响，例如地球上银河系正电子过剩。我们将描述HAWC的结果，重点是对宇宙射线和银河系伽马射线源的观测。
2017-01-22 astro-ph.HE
Prospect of Detecting X-Ray Halos Around Middle-Aged Pulsars with eROSITA
HAWC合作从Geminga和Monogem星探测到的扩展TeV $γ$射线发射（被称为“TeV晕”）意味着中年星周围的晕状形态可能是常见的。10 TeV以上的$γ$射线被认为是由相对论电子/正电子在脉冲星晕中与宇宙微波背景光子的逆康普顿（IC）散射产生的。同时，这些电子和正电子在星际磁场中产生X射线同步辐射，产生X射线波段的漫辐射（即X射线晕）。在这里，我们研究的前景，探测X射线晕与eROSITA从10个中年的特征年龄大于数万年的ATNF脉冲星目录。假设基准值（即，$B = 3 \rm \, μG$）的磁场，大多数的X射线晕被发现是足够明亮的eROSITA在其为期四年的全天巡天在0.5-2千电子伏的能量范围内检测。在这些脉冲星晕中，有三个产生的X射线通量高于第一次全天空巡天的eROSITA灵敏度。鉴于良好的角分辨率和大视场，eROSITA预计能够测量从亚pc尺度到数十pc尺度的X射线晕的空间分布。X射线晕的强度分布对于脉冲星晕中的磁场和扩散系数的能量依赖性的约束是非常有用的。
2021-10-17 astro-ph.HE
Constraining annihilating dark matter mass by the radio continuum spectral data of NGC4214 galaxy
最近的伽马射线和射电观测为湮灭暗物质提供了严格的限制。目前的$2σ$下限的暗物质质量可以限制到$\sim 100$ GeV的热遗迹湮灭截面。本文利用邻近星系NGC4214的射电连续谱数据，区分了热贡献、暗物质湮灭贡献和宇宙线贡献。我们可以得到更严格的暗物质质量和湮灭截面的约束。对$e^+e^-$、$μ^+μ^-$、$τ^+τ^-$、$W^+W^-$和$b\bar{b}$通道，得到热遗迹湮灭暗物质质量的$5σ$下限分别为300 GeV、220 GeV、220 GeV、500 GeV和600 GeV。这些限制挑战了我们银河系中伽马射线、正电子和反质子过剩的暗物质解释。
2020-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
