The Appearance of a Radio-Pulsar Magnetosphere from a Vacuum with a Strong Magnetic Field. Accumulation of Particles
考虑了表面磁场为B~ 10 ^12 G的中子星真空磁层中电子和正电子的积累。结果表明，磁层中产生的粒子或从外部落入磁层的粒子经历频率为10-100 MHz的超相对论振荡。这些振荡由于曲率辐射和韧致辐射的能量损失而衰减，其频率达到1-10 GHz。同时，粒子沿无力表面沿闭合轨迹进行规则运动。这导致粒子在无力表面的逐渐积累，并形成完全电荷分离的等离子体层，其密度为Goldreich-Julian密度的量级。由于吸收高能宇宙伽马射线，磁层中存在一个恒定的电子-正电子对源，导致这一层的生长，如果电子-正电子倍增系数足够高，就会使脉冲星磁层迅速充满电子-正电子等离子体。
2010-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ab-initio pulsar magnetosphere: three-dimensional particle-in-cell simulations of axisymmetric pulsars
我们进行第一性原理相对论粒子模拟对齐脉冲星磁层。我们允许粒子从中子星表面自由逃逸，并不断填充磁层与中性对等离子体来模仿对生产。随着对等离子体供应的增加，我们观察到从一个电荷分离的电层解决方案与被困等离子体和没有自旋下降的解决方案接近理想的力免费磁层与电磁主导的脉冲星风的过渡。计算了中子星的磁层结构、电流分布和自旋下降功率。我们还讨论了赤道电流片中的粒子加速。
2015-10-06 astro-ph.HE
Are Pulsar Giant Pulses Induced by Re-emission of Cyclotron Resonance Absorption?
本文证实了回旋共振吸收的相干再辐射可以产生脉冲星巨脉冲。这个猜想似乎是合理的，因为它可以自然地解释具有巨脉冲的双星在$P$ - $\dot{P}$图上的分布。
2020-07-01 astro-ph.HE
The complex charm of the pulsar magnetosphere
我给一个简短的概述，最近的结果从自洽模型的电子-正电子级联脉冲星极冠。这些结果有力地表明，脉冲星磁层是一个比以前假设的更复杂的复杂系统。
2012-10-19 astro-ph.HE
The disturbance of a millisecond pulsar magnetosphere
脉冲星计时使基础物理学的一些最强有力的测试成为可能。该技术的核心是假设探测到的无线电脉冲可以用来精确测量脉冲星的旋转。在这里，我们报告的毫秒脉冲星J1643-1224的脉冲轮廓的宽带变化。一个新的发射成分突然出现在脉冲轮廓中，在4个月内衰减，并导致永久改变的脉冲形状。像这样的轮廓变化可能是在其他毫秒级雷达中观察到的定时噪声的来源。脉冲星定时观测对引力辐射的敏感性可以通过解释这种变化来提高。
2016-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Emission Region Exposed: Courtesy of the Double Pulsar
双脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B为详细探测脉冲星磁层结构、脉冲星风和相对论重联提供了特殊的可能性。我们数值模拟了脉冲星A的磁化风对脉冲星B磁层的扭曲，包括磁重联和大地岁差的影响。大地岁差导致长期的几何参数的演变，并有效地允许磁层的三维视图。使用两个免费的模型脉冲星B的磁层，改编自地球的磁层模型Tsyganenko（理想的压力限制）和邓吉（高电阻限制），我们确定的精确位置和形状的相干无线电发射产生区域内脉冲星B的磁层。我们成功地再现轨道变化和长期演变的轮廓B，以及亚脉冲漂移（由于磁层和风磁场之间的重联），并确定的位置和形状的发射区。发射区位于3750恒星半径处，呈马蹄形，中心位于极磁场线上。发射区的最佳拟合角参数表明，无线电发射是在场线上产生的，根据理论模型，场线起源于靠近极点并携带最大电流。当把两个模型放在一起考虑时，两个模型的结果是一致的，并且可以解释为什么B的射电发射在A的周期上的调制只在一定的轨道相位区域内被观察到。我们的结果意味着脉冲星A的风在1000个光柱半径范围内具有条纹结构。我们讨论了脉冲星磁层模型，相干无线电发射产生的机制，以及在相对论等离子体中的重联率这些结果的影响。
2013-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-corotating models for pulsar magnetospheres
本文重新考虑了斜转脉冲星的电动力学，提出了一种综合真空偶极模型和旋转磁层模型的方法。我们首先通过假设感应电场的平行分量被电荷屏蔽来修改VDM。我们将得到的模型称为极小模型。计算了极小模型中的屏蔽电荷密度，并与RMM中的Goldreich-Julian电荷密度进行了比较。我们确定的极小模型中的等离子体的速度作为电漂移速度，由于感应电场的垂直分量。我们定义了一类合成模型的分数$y$倍的极小模型和$1-y$倍的RMM的线性组合。这些模型要求在共转的恒星表面和非共转的磁层之间有一个间隙（用$E_\parallel\ne0$）。我们提出了说明性的绘图的电荷密度，零点的位置（其中的电荷密度为零）和作为相对于旋转轴的角度（$θ,ψ$）的函数的等离子体速度的三个组件，对于特定值的结晶度$α$和参数$y$。我们讨论的问题“任何脉冲星磁层可以共转？“关键的是，指出了在极冠地区建立共旋的困难。我们推测，共转等离子体可能从闭场区流过最后一条闭场线。我们认为，自旋下降率的突然变化，在某些星系可能是由于RMM和极小模型之间的跳跃。
2013-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Filling the Magnetospheres of Weak Pulsars
数值算法和计算能力的最新进展使第一性原理模拟脉冲星磁层粒子细胞（PIC）技术。这些从头算模拟似乎表明，通过光子-光子碰撞在光柱的对创建需要维持脉冲星引擎。然而，对于许多旋转驱动的恒星对，只有在磁场高的恒星表面附近才能有效地产生。这些“弱磁层星”如何在磁层外层没有有效的光子-光子对转换的情况下填充它们的磁层仍然是一个悬而未决的问题。在本文中，我们提出了一系列的脉冲星磁层的自洽解决方案，不需要附近的光柱对生产。当对生产是非常有效的恒星附近，脉冲星磁层收敛到以前报道的解决方案。然而，在中间制度，对供应几乎不足以维持磁层电流，我们观察到一个随时间变化的解决方案与准周期的旋转周期的一半左右。这种新的准周期解可以解释观测到的脉冲星死亡线，而不会引起恒星附近的多极分量，并且可以潜在地解释在脉冲星无线电信号中观察到的核心与圆锥发射模式。
2019-10-31 astro-ph.HE
Detection of fundamental and first harmonic cyclotron line in X-ray pulsar Cep X-4
我们报告了2014年7月使用朱雀观测的X射线脉冲星Cep X-4的宽带光谱特性。发现0.8-70 keV的光谱可以用三种连续模型很好地描述-负和正幂律指数截止（NPEX），高能截止幂律和CompTT模型。在光谱拟合中需要额外的分量，例如$\sim$ 28 keV处的回旋加速器线和6.4和6.9 keV处的铁线的两个高斯分量。除此之外，在从光谱拟合获得的残差中清楚地检测到$\sim$ 45 keV处的额外吸收特征。在脉冲星的相位分辨光谱中可以清楚地看到$\sim$ 45 keV处的这一额外特征。我们确定了这个功能的基本回旋线在$\sim$ 28千电子伏的第一谐波。发现一次谐波和基本线能量之间的比率（1.7）与传统的因子2不一致，表明线形成区域的高度不同或以更大的角度观察。基波和第一谐波回旋加速器线的相位分辨光谱显示出显着的脉冲相位变化的线参数。这可以解释为视角的影响或脉冲星复杂磁场的作用。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Global structure of the pulsar force-free magnetosphere revisited
本文提出了一种新的脉冲星无力磁层模型，它包括极隙、外隙和槽隙。它是基于一个新的精确解的脉冲星方程的形式的偏移量和由此产生的分裂偏移量的格式。
2013-01-21 astro-ph.HE
The magnetorotational and Tayler instabilities in the pulsar magnetosphere
中子星周围的磁层具有很强的磁场和快速的自转，应该是非常特殊的。对脉冲星磁层的研究是理解能量如何向外流动的关键。本文讨论脉冲星磁层中的磁流体动力学过程。详细讨论了磁层中磁流体动力学波的性质及其不稳定性，这些不稳定性导致磁结构的形成，并可能导致脉冲星辐射的短期变化。
2017-09-21 astro-ph.HE
Global current circuit structure in a resistive pulsar magnetosphere model
脉冲星的磁层有很强的磁场和大量的等离子体。这些磁层的结构进行了研究，使用无力电动力学。为了理解脉冲星的磁层，讨论必须包括其外部区域。然而，无力电动力学是有限的，因为它不处理耗散。因此，需要一个电阻性脉冲星磁场模型。为了打破理想的磁流体动力学（MHD）条件$E \cdot B = 0$，使用欧姆定律。在这项工作中，我引入电阻率依赖于距离恒星，并获得一个自洽的稳态时间积分。磁层中形成极向电流回路，同时环向磁场区域扩展到光柱之外，出现坡印廷通量辐射。高电阻率导致大的空间尺度的极向电流电路和磁层辐射的坡印亭通量大于线性增加以外的轻圆柱半径。所形成的极向电流回路具有宽度，该宽度随着电导率而增长。这一结果有助于建立一个更具体的耗散脉冲星磁层模型。
2017-11-19 astro-ph.HE
Pulsar Magnetosphere
我们认为，现有的理想脉冲星磁层模型是不正确的，因为不适当的处理的奇异电流层外的光柱。在强场电动力学的无力极限下模拟了轴对称脉冲星磁层。结果表明，即使在无力极限下，也有一些场线进入位于赤道平面内光柱之外的奇异电流层。结果是：（i）大约10%的坡印廷通量在1和1.5个光柱半径之间耗散，（ii）在光柱内没有奇异电流层。
2011-01-16 astro-ph.HE
Gamma-Ray Light Curves from Pulsar Magnetospheres with Finite Conductivity
利用三维有限电导率脉冲星磁层模型研究了γ射线脉冲星光变曲线的形状。这些模型，涵盖了整个频谱之间的真空和力免费磁层的解决方案，第一次提供映射的GeV发射更现实的，耗散的脉冲星磁层。为此，我们产生模型光变曲线以下两种不同的方法：（a）我们采用的发射模式的槽和外间隙模型的磁场几何形状的磁层具有不同的电导率σ。(b)我们定义了不同σ的磁层中辐射粒子的实际轨迹，计算了它们在磁层电场和曲率辐射反应影响下的洛伦兹因子，并据此计算了辐射强度。由这些处方得到的光变曲线对σ值非常敏感，特别是在第二种方法中。虽然这些结果仍然不自洽，但在理解脉冲星γ辐射的物理学方面向前迈出了一步。
2012-05-25 astro-ph.HE
Constraining Pulsar Magnetosphere Geometry with Gamma-Ray Light Curves
我们展示了一种方法，用于定量比较伽马射线脉冲星光变曲线与磁层聚束模型。由于费米LAT提供了许多脉冲星发现和高质量的脉冲星光变曲线，这种比较可以大大改善对发射区几何形状和磁层物理学的限制。在这里，我们将该方法应用于费米LAT光变曲线的一组明亮的恒星，因为EGRET或之前。我们测试三个近似模型的磁层结构和两个流行的计划的位置的发射区，两极焦散（TPC）模型和外间隙（OG）模型。我们发现，OG模型和相对物理的B场近似无力偶极磁层是首选在高统计意义。一个完整的LAT脉冲星样本的应用程序将使我们能够遵循发射区的演变与脉冲星自旋。
2010-03-22 astro-ph.HE
An emission mechanism explaining off-pulse emission originating in the outer magnetosphere of pulsars
我们研究了脉冲星磁层中相对论流出等离子体中的回旋共振不稳定性。不稳定的条件下，导致无线电发射的sub-GHz频率制度，这是可能被视为关闭脉冲发射。最近的研究表明，存在的关断脉冲发射在长周期的等离子体，我们证明了这个等离子体过程是一个积极可行的机制。
2013-06-10 astro-ph.HE
On the thermal effects on radio waves propagating in the pulsar magnetosphere
分析了脉冲星磁层中四种电磁波传播特性的热效应。结果表明，热效应的变化只是定量的超光速普通O-模式自由逃离脉冲星磁层的色散特性，非凡的X-模式的属性保持不变。对于沿磁场线传播的两个亚光速波，热效应导致它们的本质吸收。然而，这种衰减发生在离中子星相当远的地方，因此它们的存在是毫无疑问的。
2019-12-08 astro-ph.HE
Force-free pulsar magnetosphere: instability and generation of MHD waves
磁流体动力学（MHD）不稳定性在脉冲星磁层的结构和动力学中起着重要的作用。我们考虑了许多理论模型所提出的由微分转动引起的不稳定性。稳定性被认为是通过一个线性分析的frane内的无力MHD。我们认为，差分旋转磁层是不稳定的任何特定的几何形状的磁场和旋转定律。不稳定性的特征增长时间是旋转周期的数量级。这种不稳定性会导致磁层中辐射的波动和扩散的增强。
2012-04-13 astro-ph.HE
The Pulsating Pulsar Magnetosphere
根据电荷分离脉冲星磁层\citep{goldreich1969}的基本原理，我们认为磁层在空间是静止的，而不是共转的，电场是由脉冲星表面的电势分布通过单极感应建立的。因此，磁层的等离子体由于对磁场的横向力而经历陀螺运动的引导中心漂移。这些力是电力、磁梯度力和场线曲率力。由于这些等离子体速度具有漂移性质，因此不需要沿场线引入电动势，这将与$E_{\parallel}=\vec E\cdot\vec B=0$等离子体条件相矛盾。此外，也不需要引入将电子和离子开放场线分开的临界场线。我们提出了一个自洽的描述，磁层中描述的电场和磁场，也在等离子体的速度。然后，场和速度通过空间电荷密度自洽地连接起来。我们解析地求解脉冲星方程的场，并构造标准的稳态脉冲星磁层。将脉冲星内部的单极感应和脉冲星外部的磁层视为一个耦合系统，在单极抽运率超过开放磁力线的坡印亭通量的条件下，等离子体压力可以在磁层中，特别是在封闭区域中建立。这可能会导致封闭区域的周期性开放，导致脉动磁层，这可能是脉冲星信标的替代品。闭合区域也可以通过正反馈循环通过环形磁场的建立而周期性地打开。
2015-06-30 astro-ph.HE
An Alternative Numerical Method for the Stationary Pulsar Magnetosphere
在无力系统中，静止的脉冲星磁层由脉冲星方程控制。1999年，Contopoulos、Kazanas和Fendt（以下简称CKF）数值求解了脉冲星方程，并得到了一个脉冲星磁层模型，称为CKF解，该解具有闭合和开放的磁场线。CKF解是一个成功的解，但它包含一个沿最后一条开磁力线流动的极向电流片。此当前工作表是人为添加的，以使当前系统关闭。在本文中，我们提出了另一种方法来解决脉冲星方程和构建脉冲星磁层模型没有电流片。在我们的方法中，脉冲星方程被分解成安培定律和无力条件。我们数值求解这些方程同时与一个固定的极向电流。结果得到了一个不含电流片的脉冲星磁层模型，它类似于中子星附近的CKF解，在极附近具有类似喷流的结构。此外，我们讨论了模型的物理性质，并发现，由于耗散，这是隐含在数值方法中的无力条件打破了在附近的轻圆柱。
2013-10-21 astro-ph.HE
Polarized Curvature Radiation in Pulsar Magnetosphere
本文研究脉冲星磁层中偏振辐射的传播。极化波是由相对论性粒子沿弯曲的磁场线流动并与脉冲星磁层共同旋转而产生的曲率辐射。在1/°发射锥内，波可以分为两个自然波模式分量，普通（O）模式和额外的（X）模式，具有可比的强度。这两个分量分别在磁层中传播，并通过绝热行走在锥体内对齐。O模的折射使两个分量分离且不相干。在给定的高度和给定的旋转相位的可检测的发射由来自离散发射区域的非相干X模式和O模式分量组成。对于均匀、圆锥、核心和斑块四种粒子密度模型，我们计算了整个脉冲星光束中每种模式的强度。如果不考虑相对论粒子与磁层的共旋，脉冲星光束中X模和O模分量的强度分布非常相似，这将导致严重的去极化。然而，如果考虑相对论粒子的共同旋转，这两个模式的强度分布是非常不同的，并且输出辐射的净偏振应该是显著的。我们的数值结果与观测结果进行了比较，并能很好地解释某些类星体的正交偏振模。脉冲星剖面某些部分的强线偏振可以通过曲率辐射和随后的传播效应再现。
2014-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Fluctuating neutron star magnetosphere: braking indices of eight pulsars, frequency second derivatives of 222 pulsars and 15 magnetars
有8个磁偶极子的制动指数较低，对磁偶极子的制动提出了挑战。222颗恒星和15颗磁星的频率二阶导数分布异常，这也与经典认识相矛盾。利用中子星风制动模型研究了中子星磁层活动对这两种现象的影响。它是基于观测证据，脉冲星定时与发射相关，这两个方面反映了磁层活动。对于物理上的中子星磁层来说，涨落是不可避免的。年轻恒星具有有意义的制动指数，而老恒星和磁星的涨落项主导着它们的频率二阶导数。它可以统一解释制动指数和频率二阶导数。八颗行星的制动指数是磁偶极子辐射和粒子风的综合效应。在脉冲星的生命周期中，它的制动指数将从3演变为1。低制动指数的脉冲星对中子星磁层中粒子的加速过程有很强的约束作用。在脉冲星长期自转演化过程中，应考虑脉冲星死亡的影响。推导了脉冲星自旋下降时的布朗运动的朗之万方程。中子星磁层中的涨落可以是周期性的，也可以是随机的，这两种涨落都会导致频率二阶导数的异常，它们的结果是相似的。磁星的磁层活动总是强于正常磁星。
2016-01-26 astro-ph.HE
The modelling of pulsar magnetosphere and radiation
本文综述脉冲星高能γ射线观测与磁层电动力学研究进展，介绍含粒子加速与辐射的等离激元填充磁层数值模拟成果，指出多波段联合建模可进一步约束磁层相关物理参数。
2024-03-10 astro-ph.HE
The pulsar gamma-ray emission from the high-resolution dissipative magnetospheres
在耗散的脉冲星磁层中，利用电磁场理论研究了脉冲星的光变曲线和能谱，其中粒子加速与辐射反应完全平衡。在同动坐标系下，用伪谱方法计算了非零对重数的声发射磁层。高分辨率模拟准确地捕捉到了LC外部电流片附近的耗散区域。本文采用试验粒子轨道法计算了脉冲星的光变曲线和光谱，并考虑了一致加速电场和辐射反应的影响。我们的结果可以再现双峰光变曲线和GeV截止能谱，与费米观测对多重数$κ\gtrsim1$一致。
2021-11-28 astro-ph.HE
On the Global Structure of Pulsar Force-free Magnetosphere
起源于脉冲星磁层的等离子体改变了中子星的偶极磁场结构。在最简单的情况下，一个静止的轴对称无力磁层，一个自洽的描述的领域和电流是由著名的脉冲星方程。在这里，我们修改了常用的边界条件的问题，以纳入等离子体产生的差距，并提供一个框架，一个真正的自我一致的治疗脉冲星磁层。发现了脉冲星方程的广义多极解，与通常的分裂多极解相比，它更能反映大距离偶极无力场的特征.特别地，外部间隙位置完全在光圆柱体内部意味着在光圆柱体之外，零线和临界线应该对准并且在一定高度处平行于赤道。我们的计划脉冲星力自由磁层，这将有希望遵循广泛的分析和数值研究，可能有许多脉冲星研究的不同领域的影响。
2013-01-16 astro-ph.HE
Ab-initio pulsar magnetosphere: the role of general relativity
最近的研究表明，在平坦时空中，自洽粒子模拟的低密度脉冲星磁层显示出弱的粒子加速度，在两极附近没有对的产生。我们调查这一结论的有效性，在一个更现实的时空几何通过广义相对论粒子在细胞模拟对齐脉冲星磁层对形成。我们发现，由于标架拖曳效应的加入，使得沿磁场方向的局域电流密度大于Goldreich-Julian值，从而导致了平行电场的不屏蔽和对级联的点燃。当对生产是活跃的，我们观察到的开放的场束，这可能与脉冲星无线电发射的振荡。我们的结论是，广义相对论效应是低磁致伸缩度转子中脉冲星机制存在的必要条件。
2015-10-06 astro-ph.HE
A novel mechanism of pair creation in pulsar magnetospheres
在本文中，我们研究了在脉冲星的磁层有效的对生产的可能性。它已被证明，通过相对论离心力的静电场指数放大。结果，场接近施温格极限，导致在光圆柱区域中的对创建过程，其中旋转的效果非常有效。通过分析正常周期（$\sim 1$ sec）光子晶体的参数，我们发现这个过程是如此有效，以至于电子-正电子对的数密度超过Goldreich-Julian密度五个数量级。
2021-09-12 astro-ph.HE
Radial diffusion in corotating magnetosphere of Pulsar PSR J0737-3039B
PSR J 0737 $-$ 3039 A/B系统中与脉冲星B相关的丰富观测现象在许多方面类似于地球和木星磁层中观测到的现象，起源于风-磁层相互作用。研究了脉冲星B快共转磁层中自旋周期小于第三绝热周期的粒子动力学。我们表明，被困粒子偶尔经历大的径向变化的L-参数（有效径向距离）由于参数的相互作用的回转运动与大规模电场诱导的磁层的变形，在什么可以被称为电子感应加速器引起的扩散。脉冲星B磁层内的脉冲星A风中的粒子动力学受马蒂厄方程控制，因此参数不稳定轨道偶尔会被激活;粒子动力学本身并不是扩散性的。该模型解释了脉冲星B闭合场线上的高等离子体密度，以及观测到的食区比流体动力学模型预测的小几倍的事实。
2022-06-13 astro-ph.HE physics.space-ph
Resistive Solutions for Pulsar Magnetospheres
脉冲星磁层建模的当前技术水平调用磁层等离子体的真空或无力极限。这两个极限都不能同时解释等离子体电流和加速电场，而加速电场是解释等离子体的形态和高能辐射光谱所必需的。为了更好地了解这种磁层的结构，我们结合加速场和力的解决方案，考虑模型的磁层充满电阻等离子体。我们制定欧姆定律在最小速度的流体框架，并构建了一个家庭的电阻解决方案，顺利桥接真空和无力磁层解决方案之间的差距。当等离子体电导率从零变化到无穷大时，自旋下降的光度、开放场线电位降和开放场线的分数都在真空和无力值之间过渡。对于固定的倾斜角，我们发现自旋下降的光度线性依赖于开场线的势降。我们认为我们的电阻解决方案的影响，在无线电脉冲星的间歇性的自旋下降和子脉冲漂移现象。
2011-11-17 astro-ph.HE
No-Hair Theorem for Weak Pulsar
有人提出，存在一类称为弱磁层星的磁层星，其大尺度磁层以及由此产生的伽马射线发射与等离子体产生的详细模式无关。弱脉冲星的磁层和它的伽马射线辐射是由三个参数唯一决定的：自旋、偶极子和自旋-偶极子角。我们计算这个所谓的独特的脉冲星磁层的轴对称的情况下。磁层被发现非常接近（尽管有趣的是不完全相同）我们以前计算的磁层，解释了旧计算的现象学成功。我们只提供一个非常试探性的证明这个“脉冲星无毛定理”。我们的分析，虽然令人信服的非平凡，是不完整的，只算作一个可行性的论点。我们的数字，虽然完整，是可疑的。弱脉冲星磁层中的等离子体流比我们之前提出的更为复杂：一些粒子在恒星附近产生后，会移动到光柱之外，然后返回恒星。
2015-05-14 astro-ph.HE
Does a strong particle accelerator arise very close to the light cylinder in a pulsar magnetosphere?
我们研究了在旋转的中子星磁层中，光柱附近的磁场对准的电场是否会产生有效的粒子加速。构造的电流密度与碰撞无等离子体的实际运动，我们表示的旋转诱导，Goldreich-Julian电荷密度作为位置的函数。结果表明，在实际脉冲星磁层中不会出现“光柱间隙”，即在光柱附近有一个强磁场取向的电场，通过弯曲过程发射出高能光子.
2014-03-28 astro-ph.HE
Synchrotron emission from the depths of pulsar magnetospheres
本文研究了正常中子星高能辐射的产生。为此，我们考虑在外磁层中加速的粒子沿闭合磁场线滑动。结果表明，在适当的运动过程中，初始的小俯仰角增加，并在一定的距离从中子星的同步辐射变得显着。我们发现，从$150$到$500$恒星半径覆盖的区域的发射图案的特征在于能量在间隔$(0.1-10)$兆电子伏。
2020-03-28 astro-ph.HE
Evolution of non-spherical pulsars with plasma-filled magnetospheres
脉冲星以其旋转稳定性而闻名。它们中的大多数稳定地旋转下来，并显示出高度重复的脉冲形状。但有些天线会出现调零、不稳定、模式改变和定时噪声等定时不规则现象。由于脉冲形状的变化通常与定时不规则性相关，因此进动是这些现象的可能原因。而脉冲星磁层充满了等离子体，大多数脉冲星进动的研究进行了真空近似，忽略了磁层电流和电荷的影响。最近的数值模拟充满等离子体的脉冲星磁层为我们提供了一个详细的定量描述施加在脉冲星表面的磁层扭矩。在本文中，我们介绍了中子星演化的研究，使用这些新的扭矩表达式。我们表明，它们导致（1）慢得多的脉冲星参数的长期演变和（2）这些参数的极端解决方案比真空磁层模型。为了便于解释观测到的脉冲星定时残差，我们推导了一个解析模型，该模型（1）描述了非球形脉冲星的时间演化，（2）将观测到的脉冲星定时残差转化为脉冲星的几何参数。我们将这个模型应用到两个具有非常不同的时间行为的类星体上。对于脉冲星B1828-11，我们证明，定时残差曲线允许两个脉冲星的几何形状：一个与恒星变形指向沿磁轴和一个沿旋转轴。对于蟹状星云脉冲星，我们用这个模型表明，最近观测到的它的磁轴和自转轴相互远离的现象可以用岁差来解释。
2015-04-24 astro-ph.HE
Cyclotron emission, absorption, and the two faces of X-ray pulsar A 0535+262
深NuSTAR的X射线脉冲星A 0535+262，在非常低的光度$\sim7\times10^{34}$ erg s $^{-1}$进行的观测，揭示了两个光谱分量的存在。我们认为，高能量的组成部分是与回旋辐射的碰撞激发到上朗道能级的电子重组。在比以前低近一个数量级的光度下测量了$E_{\rm cyc}=47.7\pm0.8$ keV的回旋线能量。数据坚决排除了在这个源的质量吸积率的回旋能量的正相关性。
2019-05-23 astro-ph.HE
Time Evolution of Pulsar Magnetosphere I - An Implicit Approach
我们采用一种计算效率高的技术来验证脉冲星磁层的全球结构。在这第一个一系列的研究，一个三维的，计算密集型，隐式Crank-Nicolson有限差分格式的开发。在无力电动力学的近似下，推导了磁影响区。本文的主要目的是提出我们的代码，并使用它来证明和验证现在被广泛接受的脉冲星磁层的全球功能。我们的结果定性同意与以前开发的时间依赖模型的斜转子。与早期的研究一致，我们还证明了我们的模拟可以运行许多恒星旋转。一旦我们扩展我们的代码，我们相信，我们的隐式方法可以是非常有用的调查磁层充满电阻等离子体，开发更好的分辨率电流片和调查小规模的微观物理对创建使用粒子在细胞技术。
2018-04-20 astro-ph.HE
Three-dimensional dissipative pulsar magnetospheres with Aristotelian electrodynamics
电阻模型和PIC模型之间的一个很好的折衷是阿斯特丽德电动力学，它可以包括辐射光子对粒子运动的反作用，并允许在违反无力条件的情况下的局部耗散。我们研究了耗散脉冲星磁层与阿童斯特电动力学粒子加速是完全平衡的辐射。电流密度的表达式是通过引入一对多重数来定义的。通过求解含时的麦克斯韦方程组，利用伪谱算法得到了脉冲星磁层的三维结构。研究发现，随着磁对多重数的增加，耗散磁层逐渐接近无力解，并且耗散区域更加局限于光柱（LC）外部的电流片。耗散区域的空间扩展是自洽控制的对多重性。我们的模拟结果表明，高磁层耗散外的LC为低对多重性。
2020-02-27 astro-ph.HE
On the radio wave propagation in the pulsar magnetosphere
本文介绍了基于Kravtsov-Orlov方程的电波在射电望远镜磁层中传播理论的主要性质。结果表明，对于已知圆极化和线极化位置角摆动的射电辐射，可以确定哪一种模式，普通模式或非常模式，主要形成射电辐射的平均轮廓。观测数据与理论预测的比较表明，它们符合得很好。
2011-06-06 astro-ph.HE
On the Magnetosphere of an Accelerated Pulsar
我们报告一类显着的精确解无力电动力学，有四个电流沿光锥的任意类时世界线在平坦的时空。没有对称性的假设，解决方案是在一个自由的三个变量的函数。场配置应该描述在世界线上移动的脉冲星的外磁层。辐射的功率是加速度（Larmor型）项和脉冲星型项之和。
2014-10-31 astro-ph.HE gr-qc
Pulsar magnetospheres in General Relativity
对脉冲星功率的主要贡献可以通过假设由无力近似描述的旋转磁层来计算。虽然这个简单的模型已被用于研究脉冲星磁层的平坦时空制度，只有少数作品考虑了相对论的曲率和框架拖曳效应引起的旋转中子星的修正。在这里，我们重新审视这个问题，并在完整的广义相对论内描述脉冲星磁层，量化的校正作为一个函数的角速度，恒星的紧凑性和自旋和磁偶极子之间的错位角。通过对数值结果的拟合，给出了脉冲星光度的解析表达式。最后，我们还分析了相对论修正对制动指数的影响，表明制动指数的值略有增加。
2018-06-15 astro-ph.HE gr-qc
Exploring the energy-dependent radiation properties in dissipative magnetospheres with Fermi pulsars
根据最近的数值模拟结果，认为光柱外的赤道电流片是高能辐射的最有希望的位置。我们利用FIDO磁层曲率辐射计算方法研究了脉冲星的光变曲线和能谱。用谱算法构造了在LC内部具有近无力区而在LC外部具有有限但高电导率的FIDO磁层。通过对加速电场和曲率辐射损失影响下的粒子轨道积分，研究了脉冲星高能辐射特性。作为应用，我们将预测的光变曲线和能谱与Fermi 2PC星表中的蟹状星云和船帆座星云的光变曲线和能谱进行了比较。我们发现，用FIDO模型可以很好地再现蟹状星云和船帆座星云的光变曲线和能谱的观测特征。
2021-01-12 astro-ph.HE
Modeling the Multi-wavelength Radiation Properties in Pulsar Dissipative Magnetospheres
该研究针对脉冲星耗散磁层的多波段辐射特性，结合无力与亚里士多德电动力学模拟磁层并计算辐射，成功复现三颗脉冲星的多波段观测趋势。
2024-03-10 astro-ph.HE
A novel look at the pulsar force-free magnetosphere
本文研究了脉冲星静止轴对称无力磁层。本文给出了脉冲星方程的精确偶极解，在此基础上建立了磁层模型，并检验了它的观测支持。新的模型具有环形而不是常见的圆柱形几何形状，与在更大的空间尺度上直接观察到的脉冲星风星云的等离子体流出一致。在其新的配置，轴对称磁层消耗中子星旋转能量更有效地，这意味着重新估计的恒星磁场，$B_{\mathrm new}^0=3.3\times 10^{-4}B/P$，其中$P$是脉冲星的周期。然后，从观测到的恒星的旋转特性导出的磁场的7阶散射似乎与$\cotχ$定律一致，其中$χ$是均匀分布在间隔$[0,π/2]$中的随机量。我们的结果是暗示一个独特的实际磁场强度的中子星随着一个随机的角度之间的磁轴和旋转轴，并提供洞察中子星统一的几何基础。
2016-08-29 astro-ph.HE
Positive correlation between the cyclotron line energy and luminosity in sub-critical X-ray pulsars: Doppler effect in the accretion channel
在某些X射线谱中观测到的回旋共振散射特征表明，谱线质心能量随脉冲星光度的变化而发生显著变化。然而，对于所谓的临界光度以上的明亮光源，这些变化被认为与中子星表面上方的高吸积柱的出现有关，在低的亚临界光度下，变化的性质（但具有相反的符号）尚未得到广泛讨论。我们认为，当来自热点的辐射通过等离子体传播，以相对论性的速度落在中子星表面时，回旋线就形成了。回旋共振的位置由多普勒效应决定。谱中回旋线位置随光度的变化是由于辐射压力影响谱线形成区的速度分布而引起的。该模型具有以下特点：（i）谱线质心能量与亮度正相关，（ii）谱线宽度与亮度也正相关，（iii）回旋吸收谱线的位置和宽度随脉冲相位变化，（iv）谱线形状比普遍使用的洛伦兹或高斯分布更复杂，（iv）谱线宽度随脉冲相位变化，（iv）谱线宽度随脉冲相位变化，（iv）谱线宽度随脉冲相位变化。（v）相位分辨回旋线的质心能量和宽度分别与脉冲强度成负相关和正相关。所提出的理论的预测进行了比较，在X射线脉冲星GX 304 - 1的回旋加速器线参数的变化在很宽的范围内的亚临界光度所看到的INTEGRAL天文台。
2015-12-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An oblique pulsar magnetosphere with a plasma conductivity
本文用伪谱方法研究了具有等离子体电导率的倾斜脉冲星磁层。在伪谱方法中，求解了含时的麦克斯韦方程组，将电场和磁场都用矢量球谐函数（VSH）在球面几何中展开，并通过投影方法解析地证明了磁场的无发散性。脉冲星磁层在无限（i。例如，无力近似）和有限电导率，得到了一族从Deutsch真空解到无力解的光滑过渡解.在无力的制度下，自旋下降的亮度对磁倾角$α$的$\sin^2α$的依赖关系，其中考虑到完整的电流密度被检索。
2016-06-08 astro-ph.HE
The Extended Pulsar Magnetosphere
我们提出的3D理想MHD脉冲星磁层的结构半径的光圆柱体的10倍，一个数量级的距离比以前任何这样的数值处理。它的整体结构表现出稳定，平滑，良好定义的起伏电流片，接近运动分裂的Bogovalov 1999年的解决方案，只有经过仔细的扩散率，即使在最高分辨率的模拟。在电流片上两个零电荷表面的交叉处，它也表现出一个有趣的螺旋区域，这在更高分辨率的模拟中表现出更突出的不稳定行为。我们讨论的可能性，这个区域是物理（而不是数字）不稳定。最后给出了螺旋脉冲星天线的辐射方向图。
2011-09-23 astro-ph.HE
Magnetic absorption of VHE photons in the magnetosphere of the Crab pulsar
MAGIC和VERITAS合作报告的蟹状星云脉冲星脉冲$\sim 1 $ ~TeV伽马射线辐射的探测需要对脉冲星磁层中粒子加速的现有模型进行重大修订。在这方面，对VHE光子的可能产生位置的模型独立限制成为重要问题。在本文中，我们考虑的限制所施加的VHE伽马射线转换成$e^{\pm}$对的脉冲星磁层的磁场的过程。能量超过1~TeV的光子即使在离中子星表面很远的地方也能被有效吸收。我们对无力磁层中磁吸收的计算表明，由于脉冲星旋转而导致的磁场扭曲使磁层比偶极磁层更透明。伽马射线的吸收似乎更强的光子发射的旋转方向比在相反的方向。有一个小的角锥，在这个角锥内磁层相对透明，能量为$1.5$ ~TeV的光子可以从超过$0.1$ ~光柱半径（$R_{\rm{lc}}$）的距离逃逸。光子可以在观察者的方向上发射的发射表面进一步限制了VHE伽马射线产生的位置。对于相对于蟹状星云脉冲星旋转轴和正交旋转的观测角$57^{\circ}$，对于偶极磁场，开磁力线区域中的发射表面与恒星表面的距离接近$0.4\,R_{\rm{lc}}$，对于无力磁场，接近$0.1\,R_{\rm{lc}}$。
2019-02-04 astro-ph.HE
Magnetocentrifugal acceleration of bulk motion of plasma in pulsar magnetosphere
研究了三维磁场磁力线形状不同时，磁离心机制对等离子体体运动的加速作用。结果表明，这种机制可以是有效的，只要场线扭曲到旋转方向。根据数值模拟的最后结果，具有这种几何形状的一小部分磁力线显然存在于脉冲星磁层中，靠近最后一个闭合磁力线。在这种情况下，洛伦兹因子$γ$随着半径$r$沿着这些场线增加为$γ\sim (1-(rΩ/c)^2)^{-1}$，其中$Ω$ -脉冲星旋转的角速度。磁离心机制提供了电子加速到足以解释观测到的蟹状星云脉冲星VHE脉冲$γ$射线的能量。
2014-06-10 astro-ph.HE
Understanding pulsar magnetospheres with the SKA
SKA将发现数以万计的北极星，并提供前所未有的数据质量，以及目前已知的人口，由于其无与伦比的灵敏度。在这里，我们概述了我们对脉冲星磁层无线电发射的理解，以及我们将如何使用SKA来解决脉冲星磁层物理学中的公开问题。
2014-12-31 astro-ph.HE
Twist-induced Magnetosphere Reconfiguration for Intermittent Pulsars
我们认为闭合磁力线区的磁扭曲所引起的磁层重构可以解释间歇性双星的模式转换。本文研究了极冠附近闭合磁力线区具有磁扭曲的轴对称无力脉冲星磁层的性质。具有扭曲闭合线的磁层导致自旋下降率增强。自旋下降速率的提高取决于扭曲闭合线区域的大小。典型地，它以$\sim2$的因子增加，这与间歇式整流器在“关”和“开”状态期间的降速行为一致。发现最大扭转角$Δϕ_{\rm thres}\sim1$存在一个阈值。只有闭合线扭转角小于$Δϕ_{\rm thres}$，磁层才是稳定的。超过这个值，磁层变得不稳定，并得到untwisted。旋转减速率将降低到其关闭状态值。自旋下降速率变化的准周期性可以用星壳的长期活动和MHD不稳定性引起的解扭来解释。估计的导通状态持续时间约为一周，与观测结果一致。由于MHD不稳定性，如果Y点保持在轻圆柱上，则在开态和关态之间存在自旋下降比（$f\sim3$）的上限。
2016-06-26 astro-ph.HE
Synchronous X-ray and Radio Mode Switches: a Rapid Global Transformation of the Pulsar Magnetosphere
脉冲星发射低频无线电波，直到高能伽马射线，这些伽马射线产生于从表面到磁层边缘的任何地方。因此，检测多波长发射中的相关模式变化是理解这些发射位点之间的物理关系的关键。通过同步观测，我们探测到PSR B 0943 +10的射电和X射线发射特性的同步开关。当脉冲星处于持续的无线电“明亮”模式时，X射线只显示非脉冲，非热成分。相反，当脉冲星处于无线电“安静”模式时，X射线亮度增加一倍以上，并且观察到100%的脉冲热分量以及非热分量。这表明磁层的条件发生了快速的全球性变化，这对所有提出的脉冲星发射理论提出了挑战。
2013-02-01 astro-ph.HE
Gravitational Waves from the Pulsar Magnetosphere
本研究聚焦平直时空中正交脉冲星磁层旋转的引力波产生问题，通过计算电磁能量密度非轴对称分布旋转引发的一阶度规扰动，发现1千秒差距内新生强磁场脉冲星的引力波或可被新一代探测器探测。
2023-12-18 astro-ph.HE gr-qc
Coupled axisymmetric pulsar magnetospheres
我们提出了无力脉冲星磁层与一个均匀的外部磁场与脉冲星的偶极磁矩对齐耦合的解决方案。包含均匀磁场具有以下后果：赤道电流片被截断到有限长度，开放的场线的比例增加，并且开放的场线被限制在圆柱形表面内而不是变成径向的。一个强大的外部磁场反平行于偶极子允许的解决方案，其中脉冲星磁场是完全封闭在一个椭球面。双中子星（DNS）中可能出现完全封闭或受限的磁层，其中一个组件是缓慢旋转的强磁化脉冲星，另一个组件是弱磁化毫秒脉冲星。根据几何形状，毫秒脉冲星扭曲的磁力线可以形成不对称的风。更戏剧性的结果可能会出现在合并附近：在那里，磁场较弱的中子星可能会经历一个阶段，在开放和完全封闭的磁层之间交替释放$10^{38}$ erg。在有利的磁场组合下，DNS在耦合阶段的时间可以达到10 $^3$年，这意味着银河系中存在着$0.02$系统。这种相互作用的潜在观测签名进行了讨论，包括供电的可能性经常性快速射电暴（FRB）。我们还注意到，磁相互作用对两颗双星的自旋演化没有任何显著的影响。
2018-10-09 astro-ph.HE
Discovery of a pulse-phase-transient cyclotron line in the X-ray pulsar GROJ2058+42
本文报道了瞬变X射线脉冲星GROJ 2058 +42的X射线谱中吸收特征的发现。在2019年春季源II型爆发期间进行的两次NuSTAR观测中，在$\sim10$，$\sim20$和$\sim30$ keV附近检测到这些特征。最有趣的特性是，这些能量附近的光子赤字仅在脉冲星自旋周期的10%左右的窄相位间隔内记录。我们解释这些吸收线作为回旋共振散射线（基本）和两个高次谐波。测得的能量使我们能够估计中子星的磁场强度为$\sim10^{12}$ G。
2019-09-19 astro-ph.HE
A new standard pulsar magnetosphere
鉴于最近的努力，以探测脉冲星电流片的物理条件，我们重新审视标准的解决方案，描述了理想的无力脉冲星磁层的主要元素。电流层中的电流由以接近光速向外移动的局部电荷组成，这一简单的物理要求为脉冲星磁层提供了一个新的标准解，除了电流层之外，任何地方都是理想的无作用力的。新解的主要内容是：a）对齐旋转器的脉冲星自旋下降速率是正交真空旋转器的23%倍，b）穿过光柱的磁通量中只有60%通向无穷远，c）电流沿着逐渐会聚到赤道的另外40%闭合，d）这在赤道电流片中转移了40%的总脉冲星自旋能通量，然后在粒子加速和高能电磁辐射中耗散，e）没有分界线电流层。我们的解决方案是一个最小的自由参数的解决方案，赤道电流层是静电支持对崩溃，因此不需要一个热粒子人口。在这方面，这是朝着开发新的标准解决方案迈出的又一步。我们讨论了间歇性伽玛射线暴和长持续时间伽马射线暴的影响。我们的结论是，在赤道电流层的物理条件决定了脉冲星磁层的全球结构。
2013-11-26 astro-ph.HE
