脉冲星风云的高σ模型

脉冲星和长伽马射线暴的中心引擎——坍缩星——可能产生高度磁化（以坡印廷通量为主）的向外流，这些外流在稠密的周围环境（星际介质或恒星物质）中膨胀。对于特定的注入条件，风的磁通量无法被容纳在空腔内。在这种情况下，类似于Kennel和Coroniti（1984）的蟹状星云模型的理想（非耗散）磁流体动力学模型会失效（即所谓的σ问题）。这通常被解释为风应该在远小于空腔尺寸的尺度上转变为粒子主导。然后，风会被一个流体型（低磁化）反向激波减速。最近的费米结果表明，蟹状星云的同步辐射谱远远超出了最有效的辐射反应限制加速的上限，这与低σ反向激波的存在相矛盾。我们提出另一种可能性，即过多的磁通量在两个区域（靠近旋转轴和靠近赤道）通过类似重联的过程被销毁。我们构建了一个具有两个不同重联区域的高度磁化风的示例，并认为这些重联点被观测为脉冲星风云中的环和喷流。该模型定性地再现了蟹状星云的观测形态。在星云的某些部分，耗散发生在相对论性运动的风中，从而放宽了对加速率的要求。