Two-stream Instability in Pulsar Magnetospheres
讨论了脉冲星表面附近正负电子对的产生和脉冲星磁层等离子体的参数。有人认为，对创建过程是非平稳的，和对等离子体流出的脉冲星环境是强烈的非均匀性和聚集成单独的云。本文综述了外流等离子体中的等离子体不稳定性。由于流出等离子体的强烈非均匀性而产生的双流不稳定性是产生相干射电辐射的最合理的原因。研究了脉冲星磁层双流不稳定性的发展。
2002-04-24 astro-ph
The Current Flows in Pulsar Magnetospheres
本文研究了脉冲星磁层电流的整体结构，并对磁层电路中的元件进行了粗略的计算。强调了临界磁力线的电势与星际介质的电势相同，以及为了封闭脉冲星的电流，自转轴与磁偶极子轴平行的脉冲星应带正电。射电光度与脉冲星的电荷（或自旋下降功率）之间的统计关系可能暗示毫秒脉冲星可能是低质量的裸奇异星。
2005-07-19 astro-ph
Excitation and conversion of electromagnetic waves in pulsar magnetospheres
我们证明了在一维、高度相对论性、流动对等离子体中，斜向传播的朗缪尔波非线性衰减为朗缪尔波和阿尔芬波（L -> L '+ A）是可能的。这样的等离子体可能在恒星的磁层中。结果表明，所产生的Alfven波的特征频率远小于朗缪尔波的频率，这可能与双星射电辐射的观测资料相一致。
2008-03-26 astro-ph
The Coughing Pulsar Magnetosphere
两极磁层间隙消耗了一小部分的电势，这些电势是在开放磁力线上产生的。这种效应显著地改变了轴对称脉冲星磁层的结构。我们提出了数值稳态解决方案的各种值的间隙潜力。我们表明，一个电荷饥饿的磁层包含显着更少的电流比一个自由可用的电荷。结果，电磁中子星制动变得低效。我们认为，磁层可以自发地重新安排自己的一个较低的能量配置通过戏剧性的释放电磁场能量和磁通量。我们的研究结果可能是相关的理解最近2004年12月27日在SGR 1806-20观察到的爆发。
2005-07-08 astro-ph
The role of reconnection in the pulsar magnetosphere
目前的工作是我们第一次尝试了解重联在脉冲星磁层中的作用。我们的讨论是基于观测推断的事实，即当脉冲星自旋下降时，闭合共转偶极场线的区域随时间而增长。这意味着重联必须发生在磁层中。我们认为，沿赤道电流片的非耗散重联允许脉冲星自旋下降能量到粒子能量的连续通道，所有的方式从光柱的脉冲星风终止冲击，我们建议，这种效果可能会解释低σ值推断的观测。我们提出了一个简单的模型，使我们能够将赤道电流片中的磁扩散率与可观察到的脉冲星参数制动指数n联系起来。当n~1时，磁层的整体结构接近于相对论分裂的磁层结构，其中脉冲星的自旋下降能量由电磁场携带。然而，当n>1.5时，几乎所有的磁力线都在脉冲星风终止激波内部闭合，因此大部分的电磁脉冲星自旋能流在赤道电流片中有效地转化为粒子能量。
2006-10-05 astro-ph
The magnetic field topology in the reconnecting pulsar magnetosphere
我们发现，在赤道电流片的脉冲星磁层的环向磁场湮灭是如何快速极向磁场线关闭，因为我们远离光柱。这决定了重联径向电场，它直接加速赤道电流片内中性层中的粒子。光柱附近极向磁场闭合的效率可以通过脉冲星制动指数来测量。我们认为，对形成的效率越低，制动指数越高。我们还认为，中性层中的同步辐射反应不会抑制加速粒子达到开放脉冲星磁层中可获得的最大能量约10^16 eV。
2007-06-22 astro-ph
Pulsar Magnetosphere: Variation Priciple, Singularities, Estimate of Power
我们建立了倾斜脉冲星无力磁层的变分原理：${\cal E} +{\bf Ω}\cdot {\bf M}$（$\cal E$，${\bf M}$是电磁能和角动量，${\bf Ω}$是恒星的角速度）在磁场的同位素变化和电场的任意变化下是定常的.变分原理给出了沿磁分界线电流奇异层存在的理由，并证明了其局部稳定性。倾斜脉冲星磁层的磁场线位于磁面上，并存在磁分界线。在同位素变分原理的框架下，倾斜磁层被认为是轴对称脉冲星磁层的简单变形。一条奇异的线应该存在于光圆柱上，内分界线终止于此，外分界线发散于此。电磁场在内磁分界线内的奇异线附近应具有反平方根奇异性。计算了大距离渐近解，并用于估计自旋偶极倾角$\lesssim 30^{\circ}$下的脉冲星功率$L\approx c^{-3}μ^2Ω^4$。
2005-10-26 astro-ph
Physical processes in pulsar magnetospheres and non-thermal high-frequency emission
脉冲星非热辐射的能量来源是中子星的转动能量损失。中子星的转动能量通过一系列的过程转化为脉冲星辐射。这个序列的过程进行了讨论。
1996-12-09 astro-ph
A note on the cyclic evolution of the pulsar magnetosphere
正负脉冲星破碎指数表明，脉冲星自旋下降扭矩的一部分经历了周期性的演变。观测到的“异常”破碎指数与脉冲星年龄的强相关性意味着特征周期性时间尺度在100至10，000年的范围内，这取决于经历周期性演化的自旋下降扭矩的比例，分别为1至100%。我们认为，最长的变化时间尺度是一致的中子星磁周期类似的太阳周期。
2007-09-25 astro-ph
On the kinematics of a corotating relativistic plasma stream in the perpendicular rotator model of a pulsar magnetosphere
本文研究了脉冲星磁层垂直旋转体模型中旋转相对论等离子体流的运动学。假设等离子体（从脉冲星喷出）沿脉冲星磁场线运动，并与它们共转。场线被认为是径向直线，位于与脉冲星自转轴垂直的平面内。讨论了考虑颗粒惯性的必要性。有人认为，“无质量”（“无力”）近似不能用于描述这个问题。讨论了坐标系的选择问题，指出在ZAMOs（零角动量观测器）的非惯性坐标系下讨论该问题是方便的。得到了描述脉冲星磁层中相对论等离子体流行为的运动方程和精确方程组。可能的相关性，为了解脉冲星磁层的形成过程的调查进行了讨论。
1997-11-21 astro-ph
Generation of the electrostatic field in the pulsar magnetosphere plasma
本文研究了脉冲星磁层中相对论性电子-正电子等离子体的行为。本文讨论了磁层等离子体的运动方程，由此得出：当等离子体粒子径向速度为${V_r}>{c/{\sqrt 2}}$（c为光速）时，离心加速度改变其符号，粒子开始制动。本文讨论了磁层等离子体在径向位扰动下的稳定性，并讨论了沿脉冲星磁场线在磁层等离子体中产生静电场的可能性。
1997-11-21 astro-ph
An Idealized Pulsar Magnetosphere: the Relativistic Force-Free Approximation
非耗散的相对论无力条件应该是描述脉冲星磁层大部分电磁场的一个很好的近似，但我们可能会期望它在奇异域中分解。自洽磁层的解决方案被发现与关闭的光柱和内部的磁力线。一般来说，解的详细性质可能会受到决定适当选择光柱外赤道边界条件的物理性质的严重影响。
2004-07-12 astro-ph
The effect of differential refraction on wave propagation in rotating pulsar magnetospheres
波在共转脉冲星磁层等离子体中传播的折射被认为是观测到的具有多个分量的非对称脉冲轮廓的一种可能的解释。磁层内部产生的脉冲星无线电辐射通过旋转的磁层向外传播，受到空间不均匀的等离子体的折射。考虑了等离子体的相对论分布和旋转对波传播的影响。结果表明，折射与旋转耦合作用可以产生非对称的锥形轮廓结构。由于旋转引起的差异折射可以导致圆锥结构朝向旋转方向偏斜，并且导致前导分量和拖尾分量之间的相对强度的不对称。这两个特征都是潜在可观察的。
2004-02-28 astro-ph
Time-dependent force-free pulsar magnetospheres: axisymmetric and oblique rotators
许多天体物理物体的磁层可以通过MHD的低惯性（或“无力”）极限来准确描述。提出了一种基于时域有限差分法（FDTD）求解无力相对论磁流体力学方程的新方法，并给出了处理电流片自发形成的方法。我们使用这种方法来研究脉冲星磁层在对齐和倾斜磁几何中随时间的演化。对于对准的旋转体，我们确认了Contopoulos等人（1999）的时间无关解的一般性质。对于斜转子，我们提出了磁层的3D结构和计算，第一次，自旋功率的磁轴的倾斜的函数。我们发现，对于一颗偶极矩为“μ”、自转频率为“Ω”、磁倾角为“α”的恒星，其脉冲星的自旋下降光度为L =（μ ^2 Ω ^4/c^3）（1+ sin ^2（α））。我们还讨论了电流、方阻和重联对磁层结构和演化的影响。
2006-03-07 astro-ph
High resolution numerical modeling of the force-free pulsar magnetosphere
我们考虑一个对齐的转子的无力磁层。它的结构可以用极向磁场的Grad-Shafranov方程很好地描述，即所谓的“脉冲星方程”。我们用高数值分辨率的多重网格方法求解这个方程。在精细的数值网格上，沿着最后一条闭合磁力线的电流层可以精确地纳入数值计算过程，并且可以精确地计算解的所有物理性质，如Goldreich-Julian电荷密度、漂移速度、能量损失等。在这里，我们报告的模拟结果。在其他有趣的特性中，解不是唯一的，即最后闭合场线的位置，因此脉冲星能量损失，不是由全球磁层结构决定的，而是取决于电磁级联的动力学。我们讨论的解决方案的性质和它们的影响，为quiescars。提出了一个脉冲星磁层演化模型。在此模型框架下，脉冲星制动指数小于3的现象有着自然的解释。
2005-10-28 astro-ph
Polarization transfer in pulsar magnetosphere
研究了脉冲星磁层中超相对论磁化电子-正电子等离子体中无线电波的传播。由于波模耦合和回旋吸收，原始自然波的偏振态发生了显著变化。当模式耦合和回旋共振的区域近似重合时，这种变化最为明显。在波模耦合发生在谐振区之上和之下的情况下，所得到的偏振基本上是不同的。本文的主要结果是，在前一种情况下，偏振模式变得非正交。偏振传输方程的解析处理伴随着数值计算。讨论了脉冲星等离子体极化演化的观测结果。
2005-12-06 astro-ph
A Particle Simulation for the Global Pulsar Magnetosphere: the Pulsar Wind linked to the Outer Gaps
在1967年发现射电双星后不久，射电双星被确认为强磁性（典型的是$10^{12}$ G）快速旋转（$\sim 10^{2}-0.1$ Hz）的中子星。然而，脉冲星磁层中粒子加速的机制一直是一个长期存在的问题。核心问题是，为什么旋转的力量在伽马射线束和电子-正电子等离子体的高度相对论风中都表现出来，而这些等离子体会激发周围的星云，在X射线中观察到。在这里，我们显示与全球轴对称磁层的一个稳定的流出的电子-正电子对的三维粒子模拟形成相关的对源，这是光柱内的γ射线发射区。假设磁场为偶极磁场，为了保持磁场的一致性，对的产生率取小值，使得该模型可能适用于Geminga等老恒星。对源的零表面周围的电荷不足的地区，我们确定为外部的差距。风的机制是电磁感应，它导致快速的方位角运动，并最终在光圆柱附近和更远的地方由辐射阻力引起跨场漂移。风会导致系统中的颗粒流失。这维持了外能隙中的电荷不足和电子对的产生。因此，该模型处于稳定状态，平衡颗粒的损失和供应。我们的模拟暗示了风如何与脉冲星磁层中的伽马射线发射区共存。
2007-01-05 astro-ph
The induced turbulence effect on propagation of radio emission in pulsar magnetospheres
讨论了脉冲星磁层中光子束引起的湍流对射电辐射传播的影响。具有高亮温的射电波束发射可以在脉冲星磁层中产生低频等离子体波，这些波散射射电波束。我们认为这种影响的无线电发射的传播在开放的场线区域和封闭的场线区域。前者是适用于大多数情况下的脉冲星无线电发射的传播局限于极区，它表明，诱导过程是不是有效的无线电发射的中等高的亮度温度，但可以有严重的影响巨脉冲。为了使巨脉冲不受这一过程的影响，它们必须非常靠近光柱发射。我们表明，诱导过程是有效的封闭场线区域，抑制在该地区的无线电发射的传播。
2006-07-04 astro-ph
Wave Modes in the Magnetospheres of Pulsars and Magnetars
本文研究了磁星和磁星磁层相对论性流对等离子体中的波传播模式，着重讨论了真空极化效应。我们表明，结合等离子体和真空极化效应引起真空共振，其中“避免模式交叉”之间发生的非凡模式和（超发光）普通模式。当光子从小半径处的真空偏振主导区域传播到大半径处的等离子体主导区域时，其偏振态可能会在真空共振期间发生显著变化。我们绘制出参数区域（例如，场强度、等离子体密度和洛伦兹因子）下发生真空谐振，并检查波传播如何受到谐振的影响。我们的研究结果的一些可能的应用进行了讨论，包括高频无线电发射的恒星和可能的磁星，和光学/红外辐射的中子星表面和内部磁层。
2007-01-22 astro-ph
Scattering and Diffraction in Magnetospheres of Fast Pulsars
本文应用波在湍流介质中传播的理论，研究脉冲星磁层中无线电波的散射。我们发现，在强密度调制条件下，磁层衍射和折射机制的衍射效应是可以观察到的。磁层振荡最显著的特点是与频率无关。由于小尺度不均匀性，基于衍射散射的结果给出了可以大到0.1弧度的散射角，以及$10^{-8}$秒的典型去相关时间。由于大尺度不均匀性引起的折射散射也是可能的，典型的角度为$10^{-3}$弧度，相关时间为$10^{-4}$秒。等离子体密度的时间变化也可能导致$10^{-4}$秒量级的延迟时间。上述量与频率的不同比例可以使人们区分通过脉冲星磁层的传播效应与星际介质。特别是，我们预计，磁层磁振效应是相对更重要的附近的恒星时，在高频观测。
1999-08-19 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae and Particle Acceleration in the Pulsar Magnetosphere
本文讨论蟹状星云问题，指出粒子加速不仅发生在内部激波处，而且发生在星云中具有无序磁场的较大区域。Kennel和Cornoniti（1984）建立了蟹状星云的球对称模型，并得出结论：激发蟹状星云的脉冲星风是动能主导的（KED），因为KED风引起的星云流有利于解释星云的光谱和膨胀速度。这是真实的，即使是新的钱德拉观测，它提供了新的空间分辨光谱。我们已经用3D模型和钱德拉图像表明，纯环形磁场和KED风与钱德拉观测不相容。
2002-07-20 astro-ph
Pair-Starved Pulsar Magnetospheres
本文提出了一个简单的解析模型，用于描述旋转中子星（NS）的最内层（正则半径的光柱内）开磁力线结构，其中NS的自旋和磁轴之间具有任意角度，且有相对论性的带电粒子（电子/正电子）流出.我们提出了麦克斯韦方程组的磁场和电流的自洽的解决方案，在对饥饿制度的电子-正电子等离子体的密度以上产生的脉冲星极冠是不足以完全屏蔽加速电场，从而建立E \cdot B = 0的条件以上的对形成前到非常高的高度内的光圆柱。该模型可以提供一个理论框架，发展一个完善的全球对饥饿脉冲星磁层模型。
2008-10-16 astro-ph
Large-Amplitude, Pair-Creating Oscillations in Pulsar and Black Hole Magnetospheres
建立了脉冲星磁层中电子对产生的时变模型。有人认为，平行电场，在一个脉冲星磁层的电荷饥饿区（间隙）的发展与大振幅振荡。电子和正电子被周期性地加速，并且振荡的振幅被假设为足够大以在振荡的不同相位处引起上行和下行对的产生。与一个电荷饥饿的初始条件，我们发现，振荡的结果在对创建的对密度随时间呈指数上升的突发。电子对密度在$N_\pm\simeq E_{0}^2/(8πm_ec^2Γ_{\rm thr})$处饱和，其中$E_0$是电荷饥饿初始状态下的平行电场，而$Γ_{\rm thr}$是有效产生电子对的洛伦兹因子。电子对产生脉冲后的振荡频率大致由$ω_{\rm osc}=eE_0/(8m_ecΓ_{\rm thr})$给出。正反馈使系统保持稳定，使得平均电子对产生率平衡了由于电子对逃离磁层而造成的损失率。
2005-03-14 astro-ph
Dynamics of Charged Particles in the Radio Emission Region of Pulsar Magnetosphere
本文讨论了脉冲星磁层中带电粒子三维运动的经典图象。采用微扰法求解粒子的运动方程，得到粒子沿旋转偶极磁场线运动的轨迹。我们的目的是通过考虑粒子沿开放偶极磁场线的约束运动来研究旋转对脉冲星射电辐射的影响。我们发现，旋转诱导一个显着的曲率到粒子的轨迹。我们的模型预测的强度领先的一方主导的拖尾侧。我们预计，如果有任何曲率引起的无线电发射的区域靠近磁轴，那么它必须是由于旋转引起的曲率。我们的模型预测的半径-频率映射（RFM）的核心排放。
2007-03-28 astro-ph
Natural Polarization Modes in Pulsar Magnetospheres
本文在脉冲星磁层自然电磁波模理论的基础上，对脉冲星磁层的射电偏振特性进行了全面的研究。考虑到磁力线的曲率、像差效应和磁后掠效应，我们在低密度冷等离子体近似下采用相对论介电张量，导出了与观测结果完全一致的极化特性。具体来说，我们证明，1。线偏振度随频率的增加而减小。2.圆偏振度随着频率的增加而增加。3.在高频率（>几GHz）下，线偏振的程度与自旋下降光度Edot相关。4.在高频率下，长周期类星体的线性极化比短周期类星体的线性极化弱。5.两个自然波模式的折射率之间的差异随着频率的增加而减小，这可能通过叠加导致去偏振。
1998-04-29 astro-ph
On the methods of determining the radio emission geometry in pulsar magnetospheres
本文对Gangadhara & Gupta（2001）提出的确定脉冲星磁层射电辐射几何的相对论相移方法进行了改进。我们的修改提供了一种确定无线电发射高度的方法，该方法不依赖于观察几何形状，也不需要偏振测量。我们建议应用该方法的平均无线电脉冲轮廓的外边缘，以确定与脉冲的边缘相关的磁场线，从而测试的几何方法的基础上测量的脉冲宽度在最低的强度水平。我们证明了Blaskiewicz等人（1991）提出的另一种相对论方法提供了与脉冲轮廓外边缘相关的发射高度的上限。将这些极限与用几何方法确定的高度进行比较，可以用来探测脉冲星磁层中磁场旋转畸变和折射效应的重要性。我们提供了一个全面的讨论相对论方法中使用的假设。
2004-02-21 astro-ph
Centrifugal Acceleration in Pulsar Magnetosphere
本文提出了一个脉冲星射电辐射的相对论模型，它是由沿旋转磁场线加速的等离子体在垂直于旋转轴的二维平面上的投影产生的。我们导出了粒子运动轨迹的表达式，并估算了等离子体束团的射电辐射谱。我们使用Peyman和Gangadhara（2002）在论文中给出的参数。进一步得到了斯托克斯参数的解析表达式，并将其值与实测剖面进行了比较。在许多恒星中观察到的一种圆偏振，可以用我们的模型来解释。
2003-10-17 astro-ph
Particle Accelerator in Pulsar Magnetospheres: Super Goldreich-Julian Current with Ion Emission from the Neutron Star Surface
通过求解Poisson方程和Boltzmann方程，在二维极向平面上研究了脉冲星磁层中粒子加速器的自洽电动力学结构.如果间隙的跨场厚度很薄，则所产生的电流密度变为亚Goldreich-Julian，给出传统的外间隙解决方案，但具有可忽略的伽马射线光度。随着厚度增加，所产生的电流增加以变成超级Goldreich-Julian，从而给出在内部部分中具有基本上屏蔽的加速电场的新间隙解决方案。在这种情况下，间隙向中子星延伸，具有小幅度的正加速场，从恒星表面提取离子作为空间电荷限制流。加速场在外磁层中是高度未屏蔽的，导致伽马射线光谱形状与观测结果一致。
2006-08-02 astro-ph
Particle accelerator in pulsar magnetospheres: A hybrid solution of inner and outer gap models
在二维极向平面上研究了旋转中子星磁层中粒子加速器的自洽电动力学。通过求解静电势的泊松方程和电子、正电子和γ射线的玻尔兹曼方程，证明了当间隙的跨场厚度足够大时，产生的电流密度可以达到超Goldreich-Julian。这种新的解决方案存在于从中子星表面到外磁层的内部，具有小幅度的正加速场，其作用是从恒星表面提取离子作为空间电荷限制流。加速场在外磁层中是高度未屏蔽的，与传统的外间隙模型相同。
2007-01-09 astro-ph
Some Properties of an Axisymmetric Pulsar Magnetosphere Constructed by Numerical Calculation
我们探讨了磁层所描述的轴对称旋转场的数值解满足力和理想的MHD条件无处不在。电流分布由穿过光圆柱的通量函数的连续性和平滑性的要求确定。利用数值计算结果得到了整体磁场结构。我们还检查了带电粒子的漂移速度，这是由合成的电场和磁场引起的。发现速度超过光速超过光柱尺寸的几倍。这一事实表明，一些基本假设被打破了。
2003-03-26 astro-ph
The Axisymmetric Pulsar Magnetosphere
我们提出的，第一次，轴对称的无力磁层的排列旋转磁偶极子的结构，在这种情况下，存在一个足够大的电荷密度（其起源，我们不质疑），以满足理想的MHD条件，${\bf E\cdot B}=0$，无处不在。通过数值计算，得到了电流沿开口磁场线的唯一分布，这是连续光滑解所必需的。用这样确定的磁力线的几何形状，我们计算了相关的MHD风的动力学。主要的结果是，包含在磁层中的相对论流出物没有被加速到产生伽马射线所需的极端相对论能量。我们希望我们的解决方案将是有用的出发点，详细研究脉冲星磁层在更一般的条件下，即当力自由和/或理想的MHD条件${\bf E\cdot B}=0$是无效的，在整个磁层。基于我们的解，我们认为最有可能发生这种情况的位置是极冠，零空间电荷表面的开放场线的交叉点，和返回电流边界，而不是轻圆柱。
1999-03-02 astro-ph
Gamma-ray emission from Outer-Gap of pulsar magnetosphere
我们发展了一个伽玛射线从外磁层的恒星（外间隙模型）的辐射模型。电荷耗尽导致加速电子和正电子的大电场。我们自洽地求解了含辐射和电子对产生过程的电场，计算了曲率谱和逆康普顿谱。我们将这一理论应用于PSR B 0833 -45（船帆座）和B1706-44，它们的表面磁场，观测到的热X射线彼此相似。我们发现，每个观察到的截止能量的伽玛射线很好地解释。通过包含间隙外部的发射，光谱比仅从间隙内部产生的光谱更好地与观测一致。在B1706-44方向上，预期的TeV通量比CANGAROO小组观测到的小得多。
2002-12-03 astro-ph
On the Axisymmetric Force-Free Pulsar Magnetosphere
本文研究了被理想无力等离子体包围的旋转磁偶极子的轴对称磁层。我们集中在磁场结构周围的开放和封闭的磁力线区域和赤道平面之间的分界线的交点。我们首先研究的情况下，这个交点位于轻圆柱。我们发现，在这种情况下，分界线平衡条件意味着所有的极向电流必须返回到开放场区域的脉冲星，即，分界线/赤道电流片不应携带有限电流。然后，我们在交点附近对脉冲星方程进行了渐近分析，并找到了一个唯一的自相似解;然而，光表面不可避免地出现在光圆柱的外面。然后，我们对交点位于光柱内某处的情况进行类似的分析，在这种情况下，允许沿着分界线和赤道流动的有限电流。在这种情况下，我们发现了一个非常简单的行为，其特征在于分界线和赤道之间的90度角和封闭场区域中的有限垂直场。最后，我们讨论了我们的结果的脉冲星磁层的全球数值研究的影响。
2003-05-15 astro-ph
Is Gamma-ray Absorption by Induced Electric Fields Important in the Pulsar Magnetospheres?
虽然Daughthorn & Lerche（1975）导出的同时考虑磁场和垂直电场的γ射线吸收过程的统一公式是正确的，但本文指出，他们关于感应电场在脉冲星磁层对形成过程中起重要作用的结论是错误的和误导性的。关键在于，通常在实验室坐标系中观测到的发射点处的伽马光子的方向应该是（v/c，0，[1-（v/c）^2]^{1/2}）而不是（0，0，1），其中v是同向旋转速度。该发射方向正是导致伽马光子的衰减系数为零的方向。计算表明，当光子移动一段距离后，其方向的变化导致感应电场的影响也较小。因此，只有γ-B过程才是脉冲星磁层中电子对产生的重要机制。通过喷射的诱导电场的修改的影响进行了讨论。
1998-06-09 astro-ph
Statistics of the individual-pulse polarization based on propagation effects in pulsar magnetosphere
脉冲星的射电辐射被模拟为两个完全极化的非正交模式的总和，随机变化的斯托克斯参数和强度比。这些模是脉冲星磁层热磁化弱非均匀等离子体中原始自然波偏振演化的结果。在波模耦合过程中，线偏振的自然波获得纯正交的椭圆偏振。此外，当波通过回旋共振时，它们变得非正交。最终偏振特性和模式的强度比的脉冲到脉冲的波动归因于等离子体流中的时间波动。所提出的模型可以再现单个脉冲偏振特性的一维分布的基本特征。此外，脉冲星偏振的传播起源暗示着模式椭圆率与位置角之间存在一定的相关性。在定性层面上，对于不同的参数集，预期的相关性似乎与观察到的一致。进一步的理论研究是必要的，以建立定量对应的模型的观测结果，并在此基础上发展的诊断技术的脉冲星等离子体。
2006-03-13 astro-ph
On the self-consistent model of the axisymmetric radio pulsar magnetosphere
本文考虑一个轴对称中子星磁层模型。在我们的方法中，电流密度在该地区的开放场线是恒定的，返回电流沿分界线在一个狭窄的层流动。在这种情况下，描述磁场结构的流方程在开放和封闭区域都是线性的，主要问题在于沿着分界线匹配解（Okamoto 1974; Lyubarskii 1990）。我们证明，这是分界线上的稳定性条件，使我们能够获得一个唯一的解决方案的问题。特别地，示出了磁场的零点位于光圆柱附近。此外，还证实了Beskin，Gurevich & Istomin（1983）关于磁层中纵向电流和电子对产生区的电位降之间存在非线性欧姆定律的假设。
1998-06-12 astro-ph
High-energy Emission from Pulsar Magnetospheres
本文综合了目前关于快速旋转中子星磁层γ射线辐射的知识，重点是粒子加速器的电动力学。由双光子和/或单光子对产生过程产生的或从中子星表面发射的超相对论正电子和电子的组合曲率、同步加速器和逆康普顿发射，为我们提供了关于加速器特性的基本信息--沿磁场线的电势降。通过求解二维位形和二维动量空间中粒子和γ射线的Boltzmann方程和静电势的Poisson方程，提出了一种新的加速器模型，它是传统的内隙模型和外隙模型的混合。
2006-06-01 astro-ph
Particle acceleration in pulsar magnetospheres
我们研究了快速旋转的中子星磁层中的对产生级联。我们解决了一组的泊松方程的静电势和玻尔兹曼方程的电子，正电子和γ射线光子同时。在本文中，我们首先检查的时间依赖性的粒子加速器通过求解二维极向平面上的非定常玻尔兹曼方程的旋转和磁轴驻留。计算了由能隙加速粒子轰击位于磁极附近的加热极帽表面的温度，并将该方案应用于毫秒脉冲星参数，证明了在三维参数空间的很大范围内，解收敛到由加热极帽辐射维持的对产生级联的定态解（周期、周期导数、磁倾角）。我们还介绍了毫秒级恒星的死亡线。
2006-12-22 astro-ph
High-energy Emission from Pulsar Outer Magnetospheres: Two-dimensional Electrodynamics and Phase-averaged Spectra
通过同时求解极向平面上静电势的Poisson方程和电子、正电子和光子的Boltzmann方程，研究了旋转中子星磁层中的粒子加速器.将该方案应用于蟹状星、船帆座星和PSR B1951+32，我们证明了从红外到很高能量的相位平均光谱基本上是再现的。发现Vela在10-50 GeV的能谱对光柱附近的三维磁场组态敏感，因此，使用GLAST这样的γ射线望远镜来区分内隙和外隙辐射需要仔细论证。还发现PSR B1951+32在TeV能量下具有大的逆康普顿通量，这将被地面空气切伦科夫望远镜作为脉冲发射探测到。
2007-01-24 astro-ph
Acceleration of particles in pulsar magnetosphere and the X-ray radiation
本文分析了单颗X射线源、风星云以及与其中一些源有关的信噪比的现有数据。结果表明，中子星的电场强度将带电粒子从中子星表面剥离，并引发粒子加速。带电粒子主要在磁偶极子辐射波场中加速。带电粒子的功率谱和能谱取决于磁偶极辐射的强度。因此，X射线辐射强烈地依赖于旋转能量损失率，而弱地依赖于电场强度。带电粒子间的库仑相互作用是影响带电粒子能量损失和X射线谱的主要因素。
2004-01-08 astro-ph
Refraction in a pulsar magnetosphere - the effect of a variable emission height on pulse morphology
将计算脉冲轮廓的Petrova（2000）模型扩展为变发射高度模型，使其物理自洽。在该上下文中，可变意味着发射高度对于不同的磁场线不再被认为是相同的。使用这个新模型计算的脉冲轮廓似乎是不太现实的，由于聚焦效应，不能用于拟合（典型的）多频脉冲星观测。除了聚焦效应之外，脉冲轮廓的一般形态不会受到引入可变发射高度的很大影响。将需要额外的扩展模型，以适应观察，并提出了几项建议。
2003-09-22 astro-ph
On the force-free magnetosphere of aligned rotator
假设最后一条闭合磁力线位于距脉冲星较远的赤道面内，详细研究了定向旋转体静止无力磁层的性质。采用高分辨率的多重网格程序对脉冲星方程组进行数值求解，得到了高精度的磁层物理特性。我们找到了一组不同大小的闭合磁场线区域的解，验证了无力近似的适用性。我们讨论了电子-正电子级联在支持无力磁层中的作用，并认为闭合磁力线区随时间的增长应慢于光柱。这产生脉冲星破碎指数小于3。结果表明，具有广泛接受的磁场位形的定向转子磁层模型，如本文所考虑的模型，有严重的困难。我们讨论了这个问题的解决方案，并认为在任何情况下，脉冲星的能量损失应随时间的变化而不同于预测的磁偶极公式。
2006-02-13 astro-ph
Pair Creation in the Pulsar Magnetosphere
本文对简单中子星磁层中的电子-正电子等离子体产生过程进行了数值模拟。我们已经开发了一套级联“内核”，这代表了对级联的端点产生单能光子种子。我们探索两个流行的模型，通过卷积这些内核与种子光子分布产生的曲率辐射和逆康普顿散射。我们发现，在这两种情况下的对等离子体在其静止坐标系中都可以用相对论麦克斯韦分布很好地描述，温度接近mc^2/k_B。我们提出了一系列的种子粒子能量和恒星磁场的级联多重性和效率。我们发现，对创建的效率和多样性往往低于已在以前的工作中假设。
2002-07-29 astro-ph
X-ray and gamma-ray emission from pulsar magnetospheres
对于基于束粒子曲率辐射引起的电磁级联的极冠模型，我们计算了经典脉冲（$\sim 10^{12}\G$）和毫秒脉冲（$\sim 10^9\G$）的宽带高能脉冲辐射谱。光谱是曲率和同步辐射分量的叠加，并且它们的大部分详细特征显著地依赖于磁场强度。给出了期望脉冲光度\Lx（0.1 keV ~ 10 keV）和\Lg（100 keV以上）与自旋下降光度\edot的关系。我们的结论是，光谱特性和脉冲非热X射线发射的一些对象，如螃蟹或毫秒脉冲星B1821-24的通量，提出了一个挑战的极冠模型的曲率和同步辐射单独的基础上。另一方面，这种模型可以为B1706-44的情况提供解释。
1998-10-01 astro-ph
Neutron star magnetospheres: the binary pulsar, Crab and magnetars
许多不同的观测和理论证据表明，与传统观点相反，中子星的闭合场线由密集的热等离子体组成，可能是产生一些无线电和高能辐射的原因。这一结论是基于双星脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B的日食模型（Lyutikov & Thompson 2005），蟹状星云巨脉冲的定量理论（Lyutikov 2007）和一些与磁星通过共振散射产生非热光谱相关的理论工作。在磁星中，密集的等离子体对是通过扭曲磁场线和相关的电场产生的，这些磁场线和电场是将粒子从磁星表面提起所必需的。在长周期磁共振器中，闭合场线上的热粒子可以通过磁镜有效地捕获，使得例如由于从开放场线的漂移而导致的相对低的供应速率可以导致高密度。在短周期类星体中，磁镜不起作用;在Y点附近的磁赤道仍然可能有大的密度。
2007-08-07 astro-ph
The characteristics of millisecond pulsar emission: II. Polarimetry
我们对北半球1410兆赫的毫秒双星进行了偏振监测观测。它们的发射特性与普通的光子晶体作了比较。虽然我们在论文I中证明了毫秒脉冲星具有相同的通量密度谱和相似的轮廓复杂性，但我们在这里提出的结果表明，毫秒脉冲星的轮廓不符合基于"正常“脉冲星的分类方案的预测。大量毫秒脉冲星剖面的频率发展与正常脉冲星的频率发展相比是异常的。此外，偏振特性表明，毫秒脉冲星的磁层可能不只是代表正常脉冲星磁层的比例版本，支持论文I的结果。然而，诸如强度和偏振两者的模式改变活动的现象在这里首次被认识到（例如，J1730- 2304）。这表明，虽然基本的发射机制仍然不敏感的旋转周期，条件，根据规范的脉冲星模型，调节无线电发射，可能会满足在毫秒脉冲星磁层的不同区域。至少有三种类型的模型被提出来描述毫秒脉冲星磁层。这些模型的预测与观察结果的比较表明，个别情况下，更好地解释不同的过程。然而，我们发现，毫秒级恒星可以根据共同的发射特性进行分组，这一分组有待未来多频观测的验证。
1998-01-19 astro-ph
The Free Electron Maser in Pulsar Magnetospheres
本文采用质量和能量守恒的全三维粒子网格程序（PIC），对强磁化等离子体过程中的相干逆康普顿散射（CICS）进行了数值模拟。我们使用的脉冲星磁层的参数CICS是最有前途的模型之一，所观察到的高度相干的无线电发射的产生。首先，我们显示的相对论电子束穿透强磁化背景等离子体驱动的强朗缪尔湍流的发病和时间演化的细节。朗缪尔湍流作为自生的摇摆器场，使电子束聚束，从而在等离子体频率的γ ^2倍处诱导出强相干的电子束发射。在几纳秒内发射的功率约为10 GW。这种辐射被解释在逆康普顿散射的非线性密度波动。CICS是实验室自由电子激光的纵向版本，适用于强磁化等离子体，如磁共振。
2002-08-30 astro-ph
Looking into Pulsar Magnetospheres
衍射和折射磁层偏振可以允许直接测试光柱内的等离子体。强磁化电子-正电子等离子体的不寻常的电动力学允许分离的磁层和星际散射。磁层振荡最显著的特点是与频率无关。由于小尺度不均匀性而产生的衍射散射产生可大至0.1弧度的散射角和$10^{-8}$秒的典型去相关时间。由于大尺度不均匀性引起的折射散射也是可能的，典型的角度为$10^{-3}$弧度，相关时间为$10^{-4}$秒。一些磁层传播效应可能已经被观测到。
2000-07-25 astro-ph
Can disk-magnetosphere interaction models and beat frequency models for quasi-periodic oscillation in accreting X-ray pulsars be reconciled?
在本文中，我们回顾了一些方面的理论的磁螺纹盘。我们特别讨论了中子星-吸积盘相互作用的方程，通过使用不同的处方确定内盘边界的位置。我们将结果应用于几个吸积动力X射线天体，显示出准周期振荡的X射线通量和自旋上/自旋下扭矩逆转。假设拍频模型适用于准周期振荡，我们表明，这些来源提供了一个很好的机会来测试模型的磁盘磁层相互作用。在螺纹盘模型中使用的所有处方获得的磁层半径之间进行了比较;这表明，没有一个处方能够再现在本样品中的X射线天体中针对不同X射线光度水平观察到的准周期振荡和扭矩行为的组合。这表明恒星磁场穿透吸积盘的问题仍然缺乏一个全面的解决方案。我们简要讨论了在这一领域的未来可能的发展纲要。
2008-11-01 astro-ph
Circulating Subbeam Systems and the Physics of Pulsar Emission
本文的目的是建议如何详细的单脉冲观测的“慢”的无线电天体可能被用来构建一个经验模型，其排放。它将Rankin从20世纪80年代开始的一系列论文中发展的观测综合与Wright（2003年a）最近的经验反馈模型联系起来，将整个脉冲星磁层视为一个具有自然内在延迟的非稳定、非线性交互系统。有人认为，在这样一个系统中，外隙的作用增强表明了与年轻的脉冲星的进化联系，在该区域被认为是高度活跃的，脉冲星磁层不应再被视为由中子星极冠上的事件“驱动”，而是与行星磁层和极光现象有更多的共同点。
2003-06-02 astro-ph
A Strange Star Model for Pulsars
本文认为，“裸”的奇异星可能并不是裸的，它的周围可能存在磁层，由于奇异星可能是一个强磁化的旋转体，其感应单极电场足够大，可以在奇异物质核周围形成磁层。这种磁层与许多作者讨论过的旋转磁化中子星的磁层非常相似。当一颗奇异的恒星在超新星爆发中诞生后，通过γ-B或双光子过程产生的对将很快建立磁层。强调了奇异星表面不能提供带电粒子的事实并不阻止裸露奇异星周围空间电荷分离磁层的形成。在孤立的奇异恒星周围很难形成吸积壳。因此，观测到的旋转动力脉冲星的射电信号可能来自一颗裸星，而不是一颗中子星或一颗有吸积壳的奇异星。射电双星是没有壳的奇怪恒星的想法得到了一些观测的支持。铁发射线在许多X射线射电星中被观测到，但在射电射电星的X射线发射中却从未报道过，这一事实很难理解，如果射电星是中子星或有壳的奇异星，铁离子的表面结合能太低，不能避免离子从表面自由流动。
1998-04-27 astro-ph
A model for double notches and bifurcated components in radio profiles of pulsars and magnetars - Evidence for the parallel acceleration maser in pulsar magnetosphere
三颗邻近的恒星B1929+10、J 0437 -4715和B 0950 +08的平均脉冲轮廓显示出不寻常的“双凹口”。这些类似W的外观特征由两个相邻的V形凹陷组成，这两个凹陷大致以sep \propto nuobs^{-1/2}的速率以增加的观察频率nuobs彼此接近，其中sep是凹口最小值之间的间隔。我们表明，基本属性的缺口，即他们的W-样的外观和他们的收敛率可以理解内的一个狭窄的类的相干无线电发射的模型从恒星：基于环境电场的平行振荡的相干逆康普顿散射的自由电子脉泽模型。观察到的特性的类摇摆器振荡的傅立叶频谱是窄的，无线电发射的宽带特性反映了电子能量分布的宽度。这种模型为B 0950 +08的主脉冲和间脉冲之间的频率无关分离以及J 0437 -4715的锥状发射中缺乏半径到频率映射提供了自然的解释。在第一颗射电磁星XTE J1810-197的轮廓中，主脉冲的频率行为也可以在这个模型中得到解释。
2007-02-05 astro-ph
Pulsar Magnetosphere : A General Relativistic Treatment
一个完整的广义相对论描述的脉冲星磁层。更具体地说，脉冲星磁层的研究是在广义相对论磁流体力学（MHD）的背景下，采用所谓的格拉德-沙夫拉诺夫方法。毫不奇怪，由此产生的格拉德-沙夫拉诺夫方程和所有其他相关的广义相对论MHD方程，在本质上与（旋转的）黑洞磁层具有相同的结构。这两种情况之间的其他不同性质，包括每个磁层中MHD流的奇异面结构，本质上是编码在不同的时空（度规）内容中。这样，脉冲星和黑洞磁层就可以统一描述了。特别是，在中子星磁层中循环的极向电流的方向与在黑洞磁层中循环的电流的方向相同，这反过来又通过"磁制动“导致脉冲星和黑洞自旋下降。
2005-01-19 astro-ph gr-qc hep-th
Force-Free Electrodynamics of Pulsars
我们表明，FFE（无力电动力学）描述脉冲星磁层-即使当辐射和粒子风功率与自旋下降功率相当。同时，我们表明，FFE是不够的计算脉冲星磁层。这是因为FFE承认一个大家庭的固定的解决方案，不同的电流在封闭的线区域。要选择实际的解决方案，需要一个超越纯FFE的当前一代模型。我们计算了几个FFE磁层对准转子。这些解决方案的坡印廷功率填充范围$c^{-3}μ^2Ω^4~< ~L~ <~ 0.67 c^{-3}μ^2Ω^4(c/ΩR_s)^2$，角速度$Ω$和磁场是一个纯粹的偶极子$μ$的表面上的半径为$R_s$的明星。年轻恒星的异常制动指数可以用闭合线区域的电流来解释。
2006-04-17 astro-ph
