Ballooning Instability in Polar Caps of Accreting Neutron Stars
本文研究了在强磁场（>= 1.E12 G）作用下中子星表面吸积物质的Kruskal-Schwarzschild（Rayleigh-Taylor）磁模的稳定性.利用能量原理分析了短波长气球模的稳定性，发现与中子星地壳的线束缚使这些模稳定，直到中子星地壳顶部的超压超过磁压~ 8（a/h），其中a和h分别是吸积区的横向范围和密度标度高度。最不稳定的模式是本地化的密度尺度高度以上的地壳。我们计算了在不稳定开始之前在极冠可以积累的质量。
2001-01-10 astro-ph
Electron energy losses near pulsar polar caps: a Monte Carlo approach
利用蒙特卡罗方法研究了脉冲星极隙中加速电子的能量学。作为能量损失机制，我们考虑热X射线光子和曲率辐射的磁康普顿散射。与以前的计算结果进行了比较，其中假设的电子能量的变化发生平滑根据近似的平均能量损失率由于康普顿散射。我们证实了由于逆康普顿机制的热极帽的温度和大小和脉冲星磁场的电子能量损失的效率的一般依赖。然而，我们表明，电子的轨迹在能量高度空间计算的平滑的方式并不总是符合平均蒙特卡罗行为。特别是，对于具有高磁场强度（$B_{pc} > 3\times 10^{12}$ G）和低热极帽温度（$T < 5\times 10^6$ K）的超导体，用这两种方法计算的最终电子洛伦兹因子可能相差几个数量级。我们讨论的后果，特定的对象与确定的热X射线光谱成分，如Geminga，船帆座和PSR B1055-52。
2000-06-09 astro-ph
On the Polar Field Distribution as Observed by SOLIS
我们使用矢量磁谱仪（VSM）色球全磁盘磁图，从天气光学长期调查的太阳（SOLIS）项目，研究极帽内的磁场通量浓度的分布。我们发现，磁通量元素优先出现在远离两极的极帽内的低纬度地区。这对许多太阳现象有影响，例如精细的极冠结构（即，极地羽流）。我们的结果也对从低纬度到高纬度携带磁通量的过程有影响（例如，循环）。
2008-01-05 astro-ph
The impact of meridional circulation on stellar butterfly diagrams and polar caps
对快速旋转的类太阳恒星的观测表明，在它们的极区存在着明显的反极性磁场混合体。为了解释这些观测结果，描述磁通量表面输运的模型要求存在快速回旋流。在这里，我们链接子表面和表面磁通量传输模拟调查（i）的纬向环流的影响，峰值速度<125米/秒的磁通量管的纬向喷发模式和（ii）产生的蝴蝶图对极磁场属性的影响。在它们爆发之前，具有低场强和初始截面低于约300 km的磁通量管经历了通过纬向流增强的向极偏转。特别是起源于低纬度和中纬度之间的对流过冲区域内的通量管受到强烈影响。爆发的磁通量的这种纬度相关的向极偏转使得恒星蝶形图的翅膀明显地凸出。随后的地表磁场演变表明，在高纬度地区新出现的两极数量的增加促进了极性磁场的相反极性的混合。相关的磁通量密度比不考虑喷发前偏转的情况高约20%，这使得以前的研究预测的快速湍流的必要性变得容易。为了重现观测到的极场特性，纬向环流的速率必须在100米/秒的量级，并且对流区底部产生磁通量管的纬度范围（<50度）必须大于太阳情况下的纬度范围（<35度）。
2006-04-05 astro-ph
Electron Energy Losses Near Pulsar polar Caps
我们提出了一个由旋转的高磁化中子星产生的大电场加速的电子能量学模型的结果。我们在计算中考虑的能量损失机制包括热X射线光子的磁康普顿散射、三重态对产生和曲率辐射发射。假设电子加速机制仅在极帽上方的高度处操作，该高度近似等于极帽半径。我们发现几个有趣的结果。首先，当电子洛伦兹因子<几个x 10 ^6时，磁康普顿散射是主要的能量损失过程，对于典型的伽马射线脉冲星磁场和ROSAT测量的表面温度。被加速的电子转化为光子的能量的范围从γ_0 mc^2的~10%到~100%，其中γ_0是电子在没有辐射损失的情况下可以获得的最大洛伦兹因子。我们还发现，如果B > 10 ^13 G，T > 3 × 10 ^6 K，那么电子的洛伦兹因子可以被限制在小于10 ^3的值，假设中子星热极帽的大小与由开放场线确定的极帽大小相当。如此小的洛伦兹因子可能能够解释PSR 1509-58的伽马射线发射，它只在能量<1 MeV时被观测到。我们计算了电子的动能的比例，这是转换为伽马射线的三个伽马射线天体，显示热X射线光谱，即船帆座（60%），Geminga（5%），PSR 1055-52（20%）。
1995-01-26 astro-ph
The Compact Central Object in Cas A: A Neutron Star with Hot Polar Caps or a Black Hole?
Cas A超新星遗迹的中心点状X射线源是在钱德拉第一次光观测中发现的，后来在ROSAT和爱因斯坦的档案图像中发现。对这些数据的分析没有显示出来源的统计学显著差异。幂律拟合得到的光子指数为2.6-4.1，光度为（2-60）e34 erg/s，d=3.4 kpc。与非常年轻的恒星相比，幂律指数更高，光度更低。用黑体模型T=6-8 MK，R=0.2-0.5 km，L=（1.4-1.9）e ~（33）erg/s也能很好地拟合光谱。由于辐射可以解释为从均匀受热的中子星的整个表面发射，因此推断出的半径太小，温度太高。与中子星大气模型的拟合增加了半径并降低了温度，但这些参数仍然与年轻中子星的预期参数有很大不同。然而，我们不能排除观测到的辐射来自较冷的中子星表面的热点。由于强烈的星际吸收，可能的低温成分对观测到的光谱贡献很小;（引力红移）表面温度的上限是< 1.9-2.3 MK。在几种可能的解释中，我们倾向于一个强磁化的中子星模型，在较冷的铁表面上有磁限制的氢或氦极帽。或者，观测到的辐射可能被解释为是由一个致密物体（更可能是一个黑洞）从一个化石盘或一个近距离双星中的晚型矮星吸积而发出的。
1999-12-01 astro-ph
First science with SALT: peering at the accreting polar caps of the eclipsing polar SDSS J015543.40+002807.2
我们简要介绍了最近完成的南部非洲大望远镜（SALT）的属性，以及它的第一个光成像仪SALTICAM。使用这台仪器，我们对日食极地SDSSJ015543.40+002807.2进行了4.3小时的高速未过滤光度观测，时间分辨率短至112 ms，是迄今为止此类极地观测中质量最高的。该系统在其高光度状态下被观察到。在日食光变曲线上可以清楚地看到两个吸积极。双星系统的参数已经受到限制：白矮星的质量处于激变变量预期范围的低端。建立了白矮星表面吸积区位置与双星系统参数之间的相关关系。吸积区域的大小和它们在日食与日食之间的相对运动被估计：它们通常是4-7度，这取决于白矮星的质量。只有当获得同类的低态数据并测量白矮星食的接触相位时，这些观测的潜力才能完全实现。
2006-07-12 astro-ph
Charge densities above pulsar polar caps
中子星表面提供全部或部分填充脉冲星磁层的电荷的能力对于其中的物理学至关重要，直接影响可能形成的对创建区域。我们评估的条件$e^-$发射脉冲星表面的一个简单的Goldreich-Julian几何考虑热和场致发射过程。使用最近发表的估计状态方程在中子星的表面，我们表明，对于一个大范围的$T_{\rm surf}, B$和$P$，释放的电荷将完全屏蔽加速的B-平行电场${\rm E_\|}$。对于表面温度$T_{\rm surf}<2\cdot 10^5 $ K，将出现电子的场发射和场屏蔽之间的平衡。即使在$T_{\rm surf}=0$的过于理想化的情况下，人们也可以预期会有大量的电子供应，这将削弱加速的${\rm E_\|}$。我们计算了电子沿选定的极性场线的运动数值低温，场发射的情况下产生的洛伦兹因子，以及产生的辐射密度。逆康普顿和后来的曲率损失被认为是平衡的剩余电场的加速度。我们发现，磁对生产的条件是不符合任何地方沿磁力线高达1500脉冲星半径的高度。我们没有{ \it a priori}假设一个“内部间隙”，并且我们的计算没有表明在不引入进一步假设的现实物理条件下形成一个内部间隙。
2000-10-05 astro-ph
On the polar caps of the 3 Musketeers
XMM-牛顿对PSR B 0656 +14、PSR B 1055 -52和Geminga的观测大大增加了这三颗孤立的中子星的可用统计数据，这三颗中子星显然非常相似，因此有“三个火枪手”的绰号（Becker & Truemper，1997）。在这里，我们将利用EPIC统计来执行所有三个对象的相位分辨光谱。三个火枪手的相位平均频谱是最好的三分量模型描述。这包括两个黑体分量，一个较冷的，可能来自恒星表面的大部分，另一个较热的，来自恒星表面的较小部分（“热点”），加上幂律。这三个分量的相对贡献被认为是相位的函数，因为恒星的旋转使不同的发射区域进入视野。热点，有非常不同的外观尺寸（尽管相似的三个中子星极冠半径）是负责大部分的相位变化。所观察到的相位调制的幅度对于三个源也是显著不同的。我们的相位分辨现象学的另一个引人注目的方面是，在两个黑体分量的所观察到的调制模式之间明显缺乏任何共同的相位差。在PSR B1055-52的情况下，可以看到它们的相位变化，但在PSR B 0656 +14的情况下，它们的相位相反。这些发现并不支持中子星磁场组态和表面温度分布的标准和简化模型。
2004-12-29 astro-ph
Particle Acceleration Zones Above Pulsar Polar Caps: Electron and Positron Pair Formation Fronts
研究了脉冲星极冠附近由于惯性系拖曳效应引起的静电场对粒子的自洽加速。测试粒子从平行于开放磁场线的电场中获得能量，并通过曲率辐射（CR）以及与来自中子星（NS）表面的软热X射线的共振和非共振逆康普顿散射（ICS）损失能量。从恒星表面加速的电子辐射的伽马射线在强磁场中产生电子对，电子对屏蔽了电场，使之超出电子对形成锋（PFF）。一些产生的正电子可以被加速回到表面，并产生伽马射线和在表面上方产生另一个PFF的对。我们发现，ICS光子控制PFF形成附近的表面，但由于不同的角度，电子和正电子散射的软光子，正电子引发的级联发展以上的表面和屏幕的加速电场。因此，在ICS能量损失占主导地位的情况下，不可能从NS表面稳定加速。然而，我们发现，稳定的加速区可能会出现在一定的距离以上的表面，CR主导的电子和正电子的能量损失，并有上下对称的电子和正电子PFF。我们研究的依赖性CR控制的加速区电压，宽度和高度以上的表面上的参数的脉冲星和它的软X射线发射。对于大多数恒星，我们发现加速将从NS表面上方0.5 - 1恒星半径的高度开始。
1998-05-11 astro-ph
Polar-cap accelerator and radio emission from pulsars
电流j从中子星的极冠沿着开放的磁场线流动。极帽的活动取决于α=j/cρ_GJ，其中ρ_GJ是共转电荷密度。传统的假设α \approx 1不支持最近的模拟脉冲星磁层和我们研究的极帽与任意的α。我们认为在0<α<1的场线上没有产生显著的活动。电荷从恒星中提取出来，并沿着这种低能量的场线流动。相反，如果α>1或α<0，则会产生高电压，导致在小于极冠大小的尺度高度上产生不稳定的e^+放电。放电可以为观察到的放电管提供动力。放电中的电压波动意味着开放的磁通管的不稳定扭曲和阿尔芬波的产生。这些波沿着管道传输并转换为电磁波，为脉冲星辐射提供了一种新的机制。
2008-05-14 astro-ph
X-ray emission from the planet pulsar B1257+12
本文报道了钱德拉X射线天文台对毫秒脉冲星B1257+12的探测。在20 ks曝光中，我们探测到来自脉冲星的25个光子，能量在0.4和2.0 keV之间，对应于该能量范围内的通量F_X=（4.4+/- 0.9）*10^{-15} ergs ^{-1} cm^{-2}。X射线谱可用幂律模型描述，在0.3- 8 keV波段，光子指数Gamma = 2.8，光度L_X \approx = 2.5*10^{29}尔格·s^{-1}，合理距离为500 pc，氢柱密度N_H=3*10^{20} cm^{-2}。或者，光谱可以用黑体模型拟合，kT约为0.22 keV，投影发射面积约为2000 m^2。如果热X射线是从两个对称的极冠中发射的，则两个极冠的辐射热光度为2 L_bol ~ 3*10^{29} ergs ^{-1}。我们将所得结果与其它30颗毫秒级双星的X射线观测数据进行了比较，发现PSR B 1257 +12的表观X射线效率（L_X/Edot ~ 3*10^{-5}，d=500 pc）低于大多数毫秒级双星。如果辐射是磁层的，这可能是由于X射线脉冲星光束的不利方向，或者如果辐射是热的，这可能是由于极帽的强烈不对称性（例如，其中一个极冠比另一个亮得多，在脉冲星周期的大部分时间里都是不可见的）。另一种解释是，它可能是由于脉冲星周围物质吸收了X射线，例如脉冲星周围行星系统形成后留下的耀斑碎片盘。
2007-04-17 astro-ph
Thermal radiation from hot polar cap in pulsars
在具有漂移子脉冲的射电望远镜中研究了热极冠的热辐射。有人认为，如果这些子脉冲对应于火花放电的内部加速区域的极盖表面上方，然后观察到的子脉冲漂移率之间的无线电和热X射线光度从极盖加热火花之间的简单关系应该存在。这种关系的推导和测试中，一个适当的高质量的数据是可用的。
2006-12-21 astro-ph
Are Pulsars Bare Strange Stars?
一般认为，中子星是中子星或有壳的奇异星。然而，我们在这里建议，恒星可能是裸露的奇怪恒星（即，没有地壳的奇怪恒星）。由于快速旋转和强烈的辐射，超新星爆炸产生的年轻奇异星在充当射电望远镜时应该是裸露的。由于强烈的磁场，两个极壳会遮蔽住吸积中的奇异恒星的极冠。这种说法可以通过进一步的观察加以证实。
1999-09-29 astro-ph
Gamma-ray emission from rotation-powered pulsars
利用前两篇论文中提出的脉冲星极冠上级联对产生的简化模型，我们研究了脉冲星低空粒子加速和对产生区域的预期伽马射线输出。我们将脉冲星分为几类，根据哪种机制会截断极帽外的粒子加速度，并给出每类脉冲星的预期亮度估计。我们发现，逆康普顿散射以上的脉冲星极冠提供了初级伽马射线，启动对级联在大多数脉冲星。这降低了预期的$γ$ -射线光度低于先前的估计，假设曲率伽马射线发射是在所有恒星对创建的主导发起人。
2001-11-14 astro-ph
Large frequency drifts during Type I X-ray bursts
研究了低质量X射线双星中I型X射线爆发时中子星大气的自旋下降。使用极冠加速度模型，我们表明，由于流动的带电粒子（电子，质子和离子）从恒星的极冠产生的恒星“风”扭矩燃烧壳可能会改变壳的角动量在爆发。我们的结论是，恒星大气角动量的净变化可以解释I型X射线爆发期间观察到的相当大的频率漂移。
2003-05-21 astro-ph
A strange star model for GRO J1744-28
本文提出了一个爆炸X射线脉冲星GRO J1744-28的模型，其中脉冲星的致密天体被认为是一颗有壳的奇异物质星。我们认为，由于极帽磁场的作用，吸积中的奇异星的两个极帽被两个壳壳所屏蔽。GRO J1744-28可能没有统一的地壳，而是有两个极地地壳。爆发是极区地壳发生相变的结果，如果一个增生地壳的质量大于库仑力所能承受的质量。结果表明，当破裂地壳扩展到100米左右时，应该存在相位滞后。该模型的许多计算性质，如相位滞后、爆发光度和特征光子能量等，与观测结果一致。
1998-09-04 astro-ph
Irradiated atmospheres of accreting magnetic white dwarfs with an application to the polar AM Herculis
我们提出了一个试点研究的吸积磁白矮星的大气在紫外到红外波长的强通量照射。该模型使用了一个标准的LTE恒星大气代码，通过引入一个角度依赖的外部辐射源扩展。目前的结果是获得一个外部源的光谱形状的10000 K黑体和一个自由可调的光谱通量。该模型提供了一个解释，在其高状态下，在原型极地AM武仙座观察到的大部分填充莱曼线。它也证实了以下假设：（i）回旋辐射和其他辐射源的照射是极区白矮星吸积斑周围的大的加热极帽的主要原因;（ii）大部分再处理光出现在远紫外线中，而不是像最初的简单理论所建议的那样出现在软X射线区域中。我们还简要讨论了硬X射线在加热极冠中所起的作用。
2005-12-22 astro-ph
On the Latitude Distribution of the Polar Magnetic Flux as Observed by SOLIS-VSM
利用太阳天气光学长期研究项目的矢量分光磁力仪（VSM）的磁图来研究极地太阳帽中作为纬度函数的磁通量元素的纬度分布。我们发现，磁通量的密度分布归一化的极冠表面和平均几个月的太阳两极附近减少。当仅考虑具有相对大尺寸的通量元件时，这种趋势更加明显。后者的通量密度从极冠边缘到70 $^\circ$ -75 $^\circ$纬度相对平坦，到太阳极显著降低。较小通量特征的密度更均匀地分布，尽管减小仍然存在但不太明显。这一结果对于研究将磁通量从太阳低纬带到高纬导致太阳活动周期逆转的纬向流具有重要意义。这些结果对研究快速太阳风的极地结构，如极地羽流也很重要。
2008-01-01 astro-ph
Radiation from condensed surface of magnetic neutron stars
最近的观测表明，许多孤立的中子星的热X射线谱是没有特征的，在某些情况下（例如，RX J1856.5-3754）与黑体很好地拟合。如此完美的黑体光谱令人困惑，因为通过典型的中子星大气的辐射传输会导致与黑体的明显偏离。此前的研究表明，在强磁场中，由于凝聚态物质的内聚能大大增强，中子星的最外层可能呈凝聚态固体或液体形式。凝聚的临界温度随着磁场强度的增加而增加，可以高达10 ^6 K（对于B \sim 10^{13} G的Fe表面或B \sim 10^{14} G的几倍的H表面）。因此，热辐射可以直接从简并的金属凝聚表面发出，而不需要经过气体气氛。本文计算了磁中子星的Fe和H凝聚表面在可能的凝聚区域的发射性质（光谱和偏振）。对于光滑的凝聚表面，黑体的总发射减少了不到2倍。光谱在很宽的能量范围内表现出与黑体的适度偏离，并表现出与凝聚态物质中的离子回旋频率和电子等离子体频率相关的温和吸收特征。固体凝聚体的粗糙度（在Fe的情况下）倾向于降低表面的反射率，并且使发射光谱更接近黑体。我们讨论的影响，我们的研究结果的暗淡，孤立的中子星和磁星的观测。
2005-05-04 astro-ph
Mass-to-Radius Ratio for the Millisecond Pulsar J0437-4715
射电脉冲星极冠辐射的X射线特性不仅与极冠的温度、大小和位置有关，还与表面化学成分、磁场以及中子星的质量和半径有关。用中子星大气模型拟合光谱和光变曲线，可以推断这些参数。作为一个例子，我们在这里给出的结果，从分析的脉冲X射线辐射附近的毫秒脉冲星J 0437 -4715。特别是，我们表明，严格的质量与半径比的限制，可以得到，如果磁和旋转轴的取向是已知的，例如，无线电极化数据。
1997-09-25 astro-ph
What if pulsars are born as strange stars?
探讨了双星诞生为奇异星的可能性及其意义。奇异的恒星很可能拥有典型质量为$\sim 5\times 10^{-15}M_\odot$的大气层，但如果它们是在超新星爆炸过程中产生的，那么在它们的一生中，极帽几乎都是裸露的。裸极帽的一个直接结果是，带正电和带负电的粒子在裸夸克表面的结合能几乎是无穷大的，因此鲁德曼和萨瑟兰提出的真空极隙火花场景应该在帽上方运行，而不管磁极相对于旋转极的方向。由于裸夸克表面具有很大的热导率，热不能在极帽区积累。我们用现有的中子星宽带辐射数据验证了“裸极帽奇异星”（BPCSS）的观点，并提出了几个可能的区分BPCSS和中子星的判据。
2000-06-01 astro-ph hep-ph
