Dissecting cosmic-ray electron-positron data with Occam's Razor: the role of known Pulsars
我们认为PAMELA测量的正电子分数和ATIC测量的总电子-正电子（e+e-）通量中报告的特殊光谱特征在附近的恒星产生的电子-正电子对中有一个非常自然的解释。虽然这种可能性很久以前就被指出，但当前数据质量的大幅提高可能会允许对问题进行反向工程：考虑到PAMELA和ATIC所青睐的脉冲星参数空间区域，是否存在已知的脉冲星可以解释这些数据合理的假设关于注入的e+e-对？在用于估计e+e-输出的简单基准模型的上下文中，我们考虑了所有已知的辐射源，如最完整的可用目录中所列。我们发现，这是不可能的，一个单一的脉冲星负责PAMELA e+分数异常和ATIC过剩，虽然两个单一的来源是在原则上足以解释这两个实验结果。PAMELA的过量e+可能来自一组成熟的恒星（年龄约10^6年），距离为0.8-1 kpc，或者来自一个单一的，更年轻和更近的来源，如Geminga。ATIC的数据需要更大的能量输出（也不太可能），并且倾向于与更强大、更遥远（1-2 kpc）和更年轻（年龄约10^5年）的恒星相关的起源。我们列出了几个候选人，可以单独或连贯地有助于解释PAMELA和ATIC数据。虽然一般抑制，我们发现，更远的贡献比1-2千秒差距可能有助于ATIC过剩的恒星。最后，我们强调费米-LAT在不久的将来将发挥多方面的决定性作用，（1）提供对e+e-通量的精确测量，（2）揭示尚未发现的中微子的存在，（3）寻找高能…
2009-04-28 astro-ph hep-ph hep-th
Electron-Positron Pair Cascades and Precursors in Gamma-Ray Bursts
具有高亮度的伽马射线暴源可以在其环境中产生电子-正电子对级联，这是其原始硬光谱的种子部分的后向散射的结果。由此产生的光谱修改提供了诊断的可能性，不仅紧凑性参数的伽马射线发射区域，但也重子密度的环境外部的爆发。
2001-03-15 astro-ph
Neutrinos from Pulsar Wind Bubbles as Precursors to Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的supranova模型最近得到了广泛的应用。在这种情况下，伽马射线暴发生在超新星爆炸后的几周到几年内，并且位于脉冲星风泡（PWB）内。来自PWB的高能质子可以与PWB内部丰富辐射场的光子相互作用，或者与超新星遗迹的冷质子碰撞，产生π介子，衰变为\sim 10-10^3 TeV的中微子。预测的来自容纳伽玛暴的PWB的中微子通量应该很容易被计划中的1平方公里探测器探测到。
2003-04-10 astro-ph hep-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
511 keV line from millisecond pulsars in the Galactic center
SPI/INTEGRAL在银河系中心（GC）区域观测到了强的和扩展的正电子-电子湮灭线发射，这对银河系中正电子源的现有模型提出了挑战。在本文中，我们研究的可能性，脉冲星风从毫秒脉冲星人口的GC产生的511 keV线。我们的初步估计预测，在GC中的e+/-湮灭率约为5 × 10 E +42 sE-1，这与目前的观测限制是一致的。因此，来自脉冲星风的e+/-对可以对银河系中心区域的正电子源做出重要贡献。此外，由于正电子在磁场中的扩散长度较短，我们预测湮没线的强度分布应遵循毫秒线的分布，从而与GC中的质量分布相关联。
2006-12-21 astro-ph
Identifying Gamma-Ray Burst Remnants Through Positron Annihilation Radiation
我们模拟了伽马射线暴（GRB）余辉消失后产生的残余正电子的湮灭。我们发现，如果伽玛暴源周围的气体具有星际介质的典型密度（< 1 cm^-3），那么银河系中至少有一个伽玛暴遗迹的湮灭信号应该可以通过未来的空间任务（如INTEGRAL和EXIST）观测到。三种幸运的情况共同使信号可观察到。首先，与标准超新星中的正电子不同，GRB正电子最初以相对论速度行进，并保持在任何非相对论喷射物之前，直到喷射物变得稀薄，湮灭时间变得很长。第二，伽玛射线暴的残余物仍然足够热（T > 5 × 10^5 K），可以形成强湮灭线，而不会被正电子素的三光子衰变造成明显的拖尾。第三，湮灭信号持续的时间比银河系GRB事件之间的平均周期长。
2002-03-05 astro-ph
On the Electric Field Screening by Electron-Positron Pairs in the Pulsar Magnetosphere II
研究了脉冲星极冠模型的自洽性，场对准的电场是否被注入到电子对产生前沿之外的电子-正电子对屏蔽的问题。我们解决了一维泊松方程沿磁场线，解析和数值，对于一个给定的电流密度，并考虑返回的正电子的影响，我们得到的电场屏蔽的条件。我们得到的公式给出了屏蔽距离和返回磁通给定的初级电流密度，场的几何形状和对产生率在对生产前沿。如果几何屏蔽是不可能的，例如，在具有超Goldreich-Julian电流的场线上，则与通常由常规极帽模型预期的值相比，在对产生前沿处的电场被约束为相当小。这是因为（1）由对极化产生的正空间电荷被限制在很小的值，以及（2）正电子的返回留下了对电子。以前认为，对密度高于Goldreich-Julian密度的对创建立即屏蔽了电场，至少对于超级Goldreich-Julian电流密度是不合理的。我们提出了一些解决这个困难的可能性。
2002-07-19 astro-ph
Detailed Analysis of the Pulsations During and After Bursts from the Bursting Pulsar (GRO J1744-28)
在爆发脉冲星（GRO J1744-28）的两次主要爆发期间观察到的硬X射线爆发显示，在中子星自旋频率附近的脉动相对于持续发射的振幅有所增强。与以前的工作相一致，我们发现，脉冲群内的脉动滞后于他们的预期到达时间的基础上持久的脉冲星星历。对于用爆发和瞬态源实验记录的1293个爆发的集合，平均爆发脉冲时间延迟在25 - 50 keV能量范围内为61.0 +/- 0.8 ms，在50 - 100 keV频带内为72 +/- 5 ms。脉冲群开始后10至240 s的剩余时间延迟为18.1 +/- 0.7 ms（25 - 50 keV）。发现平均猝发时延与猝发峰值流量之间存在显著的相关性，这与Miller（1996）提出的脉冲时延模型一致。
2000-04-17 astro-ph
Pulsar's kicks and Gamma-ray bursts
基于超新星-GRB（$γ$ -ray burst）关联和假设GRB非对称爆炸产生脉冲星，检验了脉冲星反冲速度分布与GRB模型的一致性。用K-S检验检验了由伽玛暴模型导出的反冲速度分布和观测到的射电暴反冲速度分布。这两个分布被发现来自同一个母体群体。这一结果可能表明伽玛暴确实与超新星有关，而超新星伽玛暴的不对称性可能是导致超新星反冲的原因。
2007-06-12 astro-ph
Gamma-ray burst afterglows and evolution of postburst fireballs with energy injection from strongly magnetic millisecond pulsars
具有强磁场的毫秒双星可能是通过几种过程形成的，例如吸积诱导的磁化白矮星坍缩，两颗中子星的合并。在这种脉冲星的诞生过程中，可能会出现一个可用于伽马射线暴（GRB）的初始火球。本文研究了脉冲星通过磁偶极辐射注入能量的相对论性爆发后火球的演化过程，发现该火球的光学余辉强度首先随时间减小，然后逐渐减小，最后再次减小。这可能为GRB 970228的余辉光变曲线的行为提供了一个自然的解释，如果这个爆发是由一个强磁毫秒脉冲星的诞生造成的话。
1998-10-25 astro-ph
Closure Relations for Electron-Positron Pair-Signatures in Gamma-Ray Bursts
我们提出了诊断伽马射线暴（GRB）的火球的配方，结合观察电子-正电子对签名（对湮灭线和截止能量由于对创建过程）。我们的配方在很大程度上是独立于模型的，甚至从任何一对签名的非检测中提取信息。我们只从可观测的量来评估物理量，如洛伦兹因子、光学深度和对重子比。特别是，我们可以测试伽玛暴的即时发射是否来自对/重子光球。未来即将到来的伽马射线大面积太空望远镜（GLAST）卫星将为我们提供一个很好的机会，通过检测或非检测对签名使用我们的食谱。
2007-12-03 astro-ph
Magnetospheric interactions of binary pulsars as a model for gamma ray bursts
我认为一个模型的伽玛暴，他们出现之前合并的二元双星。通过伴星磁场运动的双星经历一个大的运动电场$\vec{E}=\vec{v}\wedge\vec{B}/c$，这导致在脉冲星磁层中释放一个对级联，并加速纯对风。风的能量和能量沉积率是$γ$射线爆发的能量和能量沉积率，只要这些恒星有一个$\approx 10^{15}\;G$场。重子污染很小，主要是潮汐加热，导致$M_{baryons}\approx 10^{-6}M_\odot$，如\Mesz，拉古纳和里斯的脏火球模型所要求的。
1996-09-04 astro-ph
Gamma-ray Burst Afterglow with Continuous Energy Injection: Signature of a Highly-Magnetized Millisecond Pulsar
我们调查的后果连续注入中央引擎的伽马射线暴余辉发射，更具体地集中在一个高度磁化毫秒脉冲星引擎。对于初始脉冲星参数在一定区域内的参数空间，余辉光变曲线预测显示出独特的消色差凹凸功能，其发病时间和持续时间的范围从几分钟到几个月，取决于脉冲星和火球参数。对这些特征的检测或上限将对爆发祖源和类磁星中央引擎模型提供约束。象GRB 000301C余辉那样的消色差隆起可能是由P0=3.4毫秒、Bp=2.7e14高斯的毫秒脉冲星引起的。
2001-03-15 astro-ph
The energy dependence of burst oscillations from the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338
在吸积的中子星上引起I型X射线爆发振荡的不对称性的本质仍然是一个有争议的问题。特别令人感兴趣的是，爆发振荡机制是否在爆发毫秒脉冲和非脉冲系统之间不同。诊断这一点的一种方法是研究爆发振荡的能量依赖性：在这里，我们提出了2003年的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338爆发期间观察到的28个爆发的振荡分析。我们发现爆发振荡的分数振幅随能量下降，与Muno等人（2003）在一组非脉冲系统的爆发振荡中发现的行为相反。在吸积动力脉动中看到的能量镜下降;在这方面，XTE J1814-338的行为与其他吸积毫秒脉冲星相似。爆发振荡没有显示出硬滞后或软滞后的证据，与持续脉动相反，持续脉动显示出高达50 $μ$ s的软滞后。振幅随能量的下降与当前表面模式和爆发振荡的简单热点模型不一致。我们讨论了模型的改进和可能解决这些问题的物理学中的不确定性。
2006-09-14 astro-ph
Positron-Cyclotron Maser for the Core Emissions from Pulsars
我们用回旋脉泽理论解释了类星体磁层的核心辐射。作为一种直接而有效的脉泽型辐射，它能产生极高亮温和与磁轴夹角很小的逃逸辐射。我们发现，平行于磁场传播的O模电磁波的增长率和实频率依赖于等离子体频率$ω_p$和陀螺频率$ω_b$的比值，而不是像其它模型所描述的那样仅仅依赖于等离子体频率.发射发生在$ω_p/ω_b$的大小为$10^{-2}$的区域。相应的高度大约是中子星半径的几十倍，那里的磁场强度大约是$10^6-10^8 G$。利用该模型得到了射电辐射的定性频谱和低频截止。
1997-11-26 astro-ph
Millisecond pulsar population in the Galactic center and high energy contributions
我们认为银河系中心区域可能存在着一个毫秒星系群。正如外隙模型所预测的那样，毫秒级中子星（MSP）可以通过同步辐射曲率辐射发射GeV的伽马射线。同时，毫秒双星周围的致密风星云可以通过同步辐射发射X射线，通过逆康普顿过程发射TeV光子。此外，毫秒脉冲星风为银河系中心的正负电子源提供了很好的候选者。因此，我们认为毫秒脉冲星的人口可能有助于弱的不明钱德拉X射线源，EGRET探测到的弥散γ射线，电子正电子湮没线和TeV光子探测HESS向银河系中心。
2005-10-15 astro-ph
X-Ray and Gamma-Ray Emission from the PSR 1259-63 / Be Star System
PSR 1259-63是一颗在高偏心轨道上绕Be星运行的射电脉冲星。从这个双星系统中可以观测到软X射线和硬X射线。我们应用冲击供电的发射模型，这个系统。脉冲星和Be星风的碰撞形成激波，将电子和正电子加速到相对论能量。我们导出了脉冲星星云中相对论性电子和正电子的能量分布与激波距离的函数关系。在充分考虑Klein-Nishina效应的情况下，我们计算了星云中相对论电子和正电子在不同轨道相位下发射的X射线和$γ$ -射线。冲击能量发射模型可以近似解释观测到的X射线特性。通过与观测结果的比较，我们得出脉冲星自旋下降光度的一部分$\sim 0.1$应该转化为相对论电子和正电子。我们发现，脉冲星风的磁化参数，坡印亭通量的动能通量的比率，是$\sim 0.1$的脉冲星风的终端冲击的上游，并可能随着距离脉冲星。我们预测了10 MeV - 100 GeV $γ$ -射线的通量，在未来的项目中可能接近于探测阈值。
2003-03-06 astro-ph
Magnetar-like X-ray Bursts from an Anomalous X-ray Pulsar
反常X射线脉冲星（AXP）是一类罕见的X射线脉冲星，其能量来源一直是一个令人困惑的问题。与其他更好理解的X射线星体不同，AXP不能由旋转或来自双星伴星的吸积提供动力，因此被称为“异常”。"AXP的旋转和辐射特性与另一类奇异物体--软伽马重复器（SGR）的旋转和辐射特性惊人地相似。然而，SGR的定义属性，即它们的低能量伽马射线和X射线爆发，迄今为止还没有在AXP中看到。SGR被认为是“磁星”，由超高磁场衰变提供能量的年轻中子星。AXP是磁星的说法一直存在争议。在这里，我们报告的发现，从AXP 1 E 1048-5937的方向，两个X射线爆发，有许多性质类似的SGR爆发。这些事件意味着AXP和SGR之间的密切关系，两者都是磁星。
2002-09-11 astro-ph
Are Gamma Ray Bursts due to Rotation Powered High Velocity Pulsars in the Halo ?
BATSE实验目前已经观测到超过1100次伽马射线暴。观测到的角分布是各向同性的，而爆发的亮度分布显示出数量减少的微弱事件。这些观测支持宇宙爆发的起源。另外，非常扩展的星系晕（EGH）模型已被考虑。在后一种情况下，目前最受欢迎的伽马射线暴来源是从银河系圆盘中喷出的高速伽玛星。为了与观测到的各向同性相一致，大多数模型都要求采样距离为300 kpc，开启延迟为3000万年，源寿命约为1 Gyr。我们认为这种模式的全球能源需求，并表明，最大的已知资源。旋转动能的数量级不足以提供所观察到的爆发速率。更奇特的能源或不同调谐的脉冲星模型可能能够绕过全球能源约束，但代价是人为的。因此，虽然扩展晕模型不排除，我们的论点放置了一个严重的障碍，这样的模型，我们鼓励支持者的EGH模型，以明确解决全球能源问题。
1995-11-25 astro-ph
Prompt GeV-TeV Emission of Gamma-Ray Bursts Due to High-Energy Protons, Muons and Electron-Positron Pairs
在内部冲击情景的框架内，我们利用蒙特卡罗模拟，包括各种过程与电子和质子加速到高能量的宽带伽马射线暴（GRB）的快速发射的GeV-TeV带的重点。虽然来自初级电子的逆康普顿发射通常占主导地位，但不同的质子诱导机制也可以产生不同的高能成分，例如来自质子、μ子或通过光生子相互作用注入的次级电子/正电子的同步辐射。在某些情况下，它们会产生双重光谱断裂，可以作为超高能质子的独特特征。我们讨论了有利于这种发射的条件，以及它们与内激波中超高能宇宙射线和中微子的产生之间的关系。正在进行和即将进行的{ \it GLAST}、大气切伦科夫望远镜和其他设施的观测将检验这些预期，并提供有关伽马射线暴外流物理条件的重要信息。
2007-09-04 astro-ph
Long and short gamma-ray bursts, and the pulsar kicks
围绕伽马射线暴（GRB）的谜团之一是两类事件的起源：长伽玛射线暴和短伽玛射线暴。短伽玛暴与长伽玛暴的第一秒相似。我们认为，短爆发中断长爆发，我们指出了一个合理的中断机制，我们解释了观察到的时间尺度。类似超新星的中央引擎可能包含一颗中子星或一个被吸积盘和喷流包围的黑洞。在中子星的情况下，负责脉冲星反冲的相同机制可以破坏中央引擎，从而产生中断的短暂GRB。如果产生了一个黑洞，没有反冲就保证了伽玛射线暴的长持续时间。对于黑洞来说，反冲的时间延迟和不存在反冲是基于中微子振荡模型的自然结果。
2003-12-16 astro-ph
Discovery of a New X-Ray Burst/Millisecond Accreting Pulsar HETE J1900.1-2455
已知一类低质量X射线双星源既是X射线爆发源，又是毫秒爆发源。2005年6月14日，高能瞬变探测器2号（HETE-2）发现了一个新的I型X射线爆发源，命名为HETE J1900.1-2455。在2005年夏天，我们观测到了来自HETE J1900.1-2455的五次X射线爆发。这些爆发的时间分辨光谱分析表明，它们的光谱是一致的黑体辐射整个爆发。爆发显示了半径扩张的迹象。在光球半径膨胀期间，辐射热通量几乎保持不变，而黑体温度在同一时期下降。假设在一个氦大气中的标准1.4太阳质量中子星上，通量达到爱丁顿极限，我们估计到源的距离为$\sim$ 4 kpc。
2006-12-12 astro-ph
Lighthouses with two lights: burst oscillations from the accretion-powered millisecond pulsars
从吸积动力毫秒双星（AMP）中发现核动力脉动的关键贡献是建立了爆发振荡频率作为恒星自旋速率的可靠代理。这使快速旋转吸积中子星的样本增加了一倍，并揭示了在分裂极限附近没有任何恒星旋转的意外情况。由此产生的“制动问题”现在是理论学家们的主要关注点，特别是考虑到引力波发射在限制自旋中可能发挥的作用。然而，这并不是AMP的爆发振荡产生影响的唯一领域。爆发振荡计时正在发展成为一种很有前途的技术，用于验证AMP中的自旋可变性水平（一个相当有争议的话题）。这些来源也为我们理解仍然难以捉摸的爆发振荡机制提供了独特的输入。这是因为它们是我们唯一可以可靠地测量不均匀燃料沉积作用的恒星，当然还有磁场。
2008-08-19 astro-ph
Is pulsar B0656+14 a very nearby RRAT source?
最近发现的RRAT源的特点是非常明亮的无线电爆发，而周期性相关，很少发生。我们发现已知脉冲星B0656+14的爆发具有相同的特征。这些爆发代表了来自扩展的平滑脉冲能量分布的亮端的脉冲，并且被证明不同于巨脉冲、巨微脉冲或正常的脉冲星。这些脉冲中最亮的脉冲的极端峰值通量表明，PSR B0656+14，如果不是如此接近，只能被发现为RRAT源。对RRAT的长期观测可能会揭示，它们和PSR B0656+14一样，除了爆发外，还会发出较弱的辐射。
2006-06-14 astro-ph
On Period and Burst Histories of AXPs and SGRs and the Possible Evolution of these Objects on the P-Pdot Diagram
本文编制了所有异常X射线源和软伽马重复源的计时数据。这些对象的时间特性进行了研究。本文研究了软伽玛重复源爆发对它们周期历史的影响。构造了射电双星、X射线双星、异常X射线双星、软伽玛重复星和暗射电宁静中子星的P-Pdot图。研究了异常X射线双星、软伽马重复星和暗射电宁静中子星的可能演化轨迹。
2002-06-19 astro-ph
Coherence of burst oscillations and accretion-powered pulsations in the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338
在2003年爆发的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338的吸积动力脉动的X射线定时揭示了脉冲到达时间残差的变化。这些可以从几个方面来解释，包括自旋下降和燃料撞击点在磁极周围徘徊。在这封信中，我们证明了这个源的爆发振荡与持续脉动是一致的，达到了它们跟踪所有观测到的波动的水平。只有一个爆发，这发生在最低的吸积率，显示出显着的相位偏移。我们讨论了什么可能导致这种刚性的相位锁定在吸积和热核爆发发射的调制之间，并考虑自旋变化和爆发振荡机制的影响。燃料撞击热点在固定磁极周围的漂移似乎是吸积动力脉冲相位变化的最可能原因。这意味着猝发不对称性耦合到热点，而不是磁极。如果在这一点过早点火（由于较高的局部温度）触发燃烧前沿，在蔓延到整个表面之前停止，那么由此产生的局部核热点可以解释这个源的不寻常的爆发和爆发振荡特性。
2008-10-02 astro-ph
Observation of an anomalous positron abundance in the cosmic radiation
已知正电子是在宇宙射线核和星际物质之间的相互作用中产生的（“次级产生”）。然而，正电子也可能是由暗物质粒子在星系晕或附近恒星的磁层中湮灭而产生的。暗物质的本质是当今科学中最突出的悬而未决的问题之一。对正电子的观测将为这些源打开一个新的观测窗口。在这里，我们提出的结果PAMELA卫星实验的正电子丰度的宇宙辐射的能量范围为1.5 - 100 GeV。我们的高能量数据与次级产生模型的预测有很大的偏差，可能构成暗物质粒子湮灭的第一个间接证据，或者是第一次观察到附近的暗物质产生正电子。我们还提出的证据表明，太阳活动显着影响丰度的正电子在低能量。
2008-10-28 astro-ph
On Fueling Gamma-Ray Bursts and Their Afterglows with Pulsars
宇宙学上的伽马射线暴（GRB）和它们的余辉似乎是相对论外流中大量能量耗散的结果，但它们的发动机还没有被明确地确定。这台发动机可能是一颗年轻的脉冲星，它是由吸积引起的坍缩和发电机放大场形成的。在其他地方，我们认为，这样一个“乌索夫型”强场脉冲星可能有助于解释伽玛暴持续时间的双峰分布。在这里，我们讨论可能的作用，脉冲星的余辉。我们得到预期的辐射热光度衰减。提取的旋转能量可以通过冲击或大振幅电磁波（LAEMW）耗散。最简单的LAEMW方法预测观察到的余辉峰值频率的衰减较慢，通量的衰减较快，而不是最简单的爆炸波模型，尽管两者的更复杂的模型可以提供不同的依赖性。LAEMW不需要爆炸波方法所需的快速磁场放大，因为发射来自几乎固定的半径。不同的时间相关行为的伽玛暴和伽玛暴后的辐射也预测。脉冲星在伽玛暴中的观测证据将使一些伽玛暴引擎模型，如中子星合并和黑洞不太可能。因此，脉冲星是否存在的问题是一个重要的问题，即使它可以驱动一个典型的火球。
1998-02-02 astro-ph
On the Amplitude of Burst Oscillations in 4U 1636-54: Evidence for Nuclear Powered Pulsars
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对低质量X射线双星（LMXB）4U 1636-54的一次热核X射线爆发过程中的581 Hz振荡进行了研究。我们认为，大的脉冲振幅附近爆发发病和光谱证据的结合，在上升期间的本地化发射强烈支持旋转调制的振荡机制。我们讨论如何自旋调制振幅，脉冲轮廓和脉冲相位光谱的理论解释可以提供中子星的质量和半径的约束。我们还讨论了这些研究结果的影响，拍频模型的kHz X射线变异LMXB。
1998-03-10 astro-ph
Early GeV afterglows from gamma-ray bursts in pulsar wind bubbles
脉冲星风泡（PWB）中可能会发生伽马射线暴，例如在类超新星模型中，脉冲星的前身在死亡前会产生一股强烈的风，冲击周围的介质，产生火球。在这里，我们研究的早期余辉辐射从伽玛暴扩展到这样的PWB环境。与通常的冷伽玛暴外部介质不同，PWB由热电子-正电子介质组成，具有典型的γ_w量级的“热”洛伦兹因子，即脉冲星粒子风的洛伦兹因子。伽玛射线暴冲击波冲击这些高温电子-正电子对后，它们将发射出峰值在GeV波段的同步辐射。结果表明，软光子辐射场对GeV光子的吸收可以忽略不计。因此，强烈的GeV的排放在早期余辉阶段的预期，提供了一个合理的解释，从GRB 940217的长时间GeV的排放EGRET检测。未来的GLAST可能有潜力测试这种GRB-PWB相互作用模型。
2002-08-24 astro-ph
X-ray Bursts from the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1814-338
自发现吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338以来，利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列（PCA）共观测到27次热核爆发。光谱的爆发，以及连续爆发振荡的存在，表明所有的爆发，但其中一个是次爱丁顿。剩余的爆发具有最大的峰值热通量（2.64 x E^-8 erg/sec/cm^2），以及爆发振荡中的间隙，与来自其他来源的艾丁顿有限爆发中观察到的情况类似。假设这个爆发是爱丁顿限制的，我们得到的源距离约为8千秒差距。所有的爆发都在314.4 Hz的自旋频率下显示出相干振荡。爆发振荡与持续脉动有很强的频率和相位锁定。只有两个爆发显示出在爆发开始后的最初几秒钟内频率漂移的证据。在这两种情况下，初始漂移对应于十分之几赫兹的自旋下降。爆发期间的大振荡幅度证实了爆发通量在自旋频率处被调制。我们检测到，第一次，一个显着的第一谐波成分在突发振荡。一次谐波与基波的计数率之比可大于0.25，平均而言，小于持续脉动的计数率。如果脉动来自表面上的单个明亮区域，那么谐波强度表明爆发发射是波束发射的，这可能是由于比非脉冲LMXB更强的磁场。或者，谐波含量可以由具有两个明亮区域的几何形状产生。
2003-08-20 astro-ph
Formation of Millisecond Pulsars from Accretion Induced Collapse and Constraints on Pulsar Gamma Ray Burst Models
我们研究吸积引起的磁化白矮星坍缩作为毫秒双星的起源。我们将磁化吸积盘模型应用于坍缩前吸积的磁性白矮星，计算了白矮星的自旋演化。如果脉冲星的磁场完全来自通量冻结的化石白矮星场，那么一颗典型的毫秒脉冲星诞生时的场强为$\sim 10^{11}-10^{12}G$。磁场强度的不确定性主要是由于磁化吸积盘模型的物理参数的不确定性。对于典型的吸积率$\sim 5\times 10^{-8}M_{\sun}/yr$，导出了脉冲星自旋$Ω_*$和磁场$B_*$之间的简单关联式$(Ω_*/10^4s^{-1})\sim (B_{*}/10^{11}G)^{-4/5}$.这种相关性仍然适用于广泛的崩溃前的物理条件，除非白矮星的自旋和双星轨道同步吸积诱导崩溃之前。我们严格审查的可能性自旋轨道同步在密切的二元系统。利用理想均匀椭球模型，计算了毫秒双星的电磁和引力波辐射，发现电磁偶极子辐射几乎保持不变，而毫秒双星可能由于引力波辐射而自旋上升而不是自旋下降.我们还导出了由吸积引起的坍缩所形成的毫秒巨星系的电磁辐射成为宇宙学伽马射线暴源的物理条件。我们发现，相对论性的γ射线发射和进动的γ射线发射喷流是必需的，除非偶极磁场强度是$>10^{15}$ G;这样强的偶极场是超过那些允许从吸积诱导坍缩形成过程中，除了在自旋轨道同步。
1997-04-28 astro-ph
Pulsar Polar Cap Heating and Surface Thermal X-Ray Emission I. Curvature Radiation Pair Fronts
本文研究了脉冲星极帽（PC）加热的效果所产生的正电子返回从上层对形成锋。我们的计算是基于对动力学的自洽处理和返回的正电子的电场屏蔽的效果。我们计算了由此产生的X射线亮度，并讨论了PC加热效率对脉冲星参数的依赖关系，如特征自旋下降年龄，自旋周期和表面磁场强度。在这项研究中，我们集中在政权的对产生的磁场的曲率光子发射的加速电子。我们的理论结果与现有的观测X射线数据并不矛盾，并建议PC加热的效果应该显着贡献的热X射线通量从中年和老年人。简要概述了目前和未来的X射线观测的影响。
2001-04-09 astro-ph
Pulsar Polar Cap Heating and Surface Thermal X-Ray Emission II. Inverse Compton Radiation Pair Fronts
我们研究了脉冲星极冠（PC）上方的逆康普顿散射（ICS）光子产生的电子-正电子对和返回的正电子对表面加热。本文是我们对脉冲星光子晶体上的加速度、电子对动力学和电场屏蔽的自洽处理的继续。计算了逆康普顿对形成锋的高度、返回正电子的通量以及加热效率和X射线光度。我们修正了脉冲星死亡线暗示对形成的停止，并提出他们在表面磁场周期空间。我们发现，几乎所有已知的无线电脉冲星都能够产生对的共振和非共振ICS光子辐射的粒子加速以上的PC在一个纯粹的星心偶极场，使我们的ICS对死亡线与经验的无线电脉冲星死亡。我们的计算表明，ICS对能够屏蔽加速电场只有在高的中子星表面温度和磁场。我们认为，这样的屏蔽在ICS对前线局部发生，减缓但不关闭粒子的加速，直到筛选可以发生在曲率辐射（CR）对前线在更高的海拔。在没有屏蔽的情况下，发生在PC表面，我们预计脉冲星伽马射线的光度将是其自旋下降的光度的一个重要组成部分。由ICS对锋的PC加热产生的X射线光度显著低于来自CR对锋的PC加热光度，CR对锋在大多数情况下占主导地位。来自ICS对前沿的PC加热在毫秒级的双星中是最高的，这不能产生CR对，并且可以解释在这些旧双星的光谱中观察到的热X射线分量。
2001-12-17 astro-ph
Creation of Electron--Positron Wind in Gamma-Ray Bursts and Its Effect on the Early Afterglow Emission
本文计算了在伽马射线暴（GRB）中由散射和向外运动的伽玛射线光子碰撞产生的电子-正电子对。电子对的数量超过了伽玛射线暴喷出物在距离爆炸中心约10^{16} cm处遇到的周围介质电子的数量。喷出物与成对风相互作用产生的激波可能会在最初的几分钟内使余辉同步辐射变亮。即使没有这种效应，光学余辉的峰值强度也随着周围介质的密度而增加。因此，观测早期的光通量限制了环暴流介质的密度。如果前向冲击波扫过对风和环爆介质后的电子和磁场能量与0.5-100天的宽带余辉发射相吻合，那么目前由ROTSE和LOTIS实验设定的光学对应发射上限表明，0.01 pc以内的环爆介质密度小于100 cm^{-3}，或者，如果有风，则对应于低于10^{-6} M_sun/yr/（1000 km/s）的原始质量损失与风速比。
2003-09-04 astro-ph
