The annular gap model under a rotating dipole field approximation: simulating gamma-ray light curve
Guizhou Normal University（贵州师范大学）；Guizhou Provincial Key Laboratory of Radio Astronomy and Data Processing, Guizhou Normal University（贵州师范大学贵州省射电天文与数据处理重点实验室）；Guizhou University（贵州大学）；School of Physics and Electronic Science, Guizhou Normal University（贵州师范大学物理科学与电子科学学院）；Guizhou Radio Astronomical Observatory（贵州射电天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本文基于旋转偶极场近似改进环形间隙模型，通过模拟三个年轻伽马射线脉冲星的光变曲线，揭示其高能辐射特征。
2026-03-25 astro-ph.HE
Investigating the neutron star physics through observations of several young pulsars in the dipole-field re-emergence scenario
本研究在偶极场重现场景下，利用年轻脉冲星观测数据探究中子星内部磁场与进动周期数，对蟹状星云脉冲星相关参数施严格约束，为中子星多领域研究提供参考。
2024-10-31 astro-ph.HE
Implementation of an offset-dipole magnetic field in a pulsar modelling code
费米大天区望远镜探测到的伽玛射线双星的光变曲线显示出相对于射电轮廓的轮廓形状和位置的巨大变化。这种多样性暗示了不同的潜在磁层和/或发射几何形状的个别恒星。我们实现了一个偏移偶极子磁场在现有的几何脉冲星建模代码，其中已经包括静态和延迟真空偶极场。在我们的模型中，这种偏移的特征在于一个参数（= 0对应于静态偶极子的情况）。我们构建了几个脉冲星参数和磁场的天空图和光变曲线，研究了偏移偶极子对光变曲线的影响。使用标准的两极焦散发射几何结构。作为一个应用，我们比较了我们的模型光变曲线与费米数据的明亮船帆座脉冲星。
2014-11-07 astro-ph.HE astro-ph.IM
Two-fluid model of the pulsar magnetosphere represented as an axisymmetric force-free dipole
基于脉冲星方程的精确偶极解，建立了脉冲星磁层的自洽双流体模型。我们集中在低质量限制的模型，考虑到辐射阻尼。因此，我们得到的粒子分布维持偶极无力配置的脉冲星磁层的情况下，轻微的速度剪切的电子和正电子组件。在无力区的大部分区域，粒子沿着极向磁场线运动，方位角速度很小。然而，在接近Y点的地方，粒子的运动主要是方位角的，而洛伦兹因子则无限制地增长。这可能导致从Y点附近的非常高的能量的发射，也可能意味着磁离心喷流的形成。对于一阶量，发现纵向加速电场改变了符号，暗示极隙和外隙共存。此外，还导出了等离子体电导率张量的分量，并给出了脉冲星方程的低质量近似。
2017-05-14 astro-ph.HE
Pulsar Pair Cascades in a Distorted Magnetic Dipole Field
研究了畸变中子星偶极磁场对脉冲星对级联多重数和对死亡线的影响。利用一个产生偏移极冠的畸变偶极场的简单模型，导出了空间电荷限制流中极冠上方的加速电场。我们发现，即使是一个温和的方位不对称的扭曲可以显着增加加速电场的极性帽的一侧，结合一个较小的场线的曲率曲率半径，导致更大的对多重性。在P-Pdot图中，曲率辐射产生电子对的死亡线向下移动，使得在更大比例的射电脉冲星中有更高的电子对多重性。这些结果对研究射电脉冲星的粒子数、高能脉冲辐射以及脉冲星对宇宙线正电子的贡献具有重要意义。
2010-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dilaton generation in propagation of magnetic dipole waves of pulsar in a galactic magnetic field
本研究探讨星系磁场中脉冲星磁偶极波传播时的膨胀子产生，考虑星系物质折射率，忽略引力场影响，求得膨胀子方程精确解并得到其辐射角分布。
2024-11-29 astro-ph.HE hep-ph
A prototype for pulsar observations at low radio frequencies using log periodic dipole antennas
最近在印度班加罗尔附近的Gauribidanur无线电观测站委托制作了一个在50 - 80 MHz频率范围内专门观测射电星和其他天体物理瞬变的原型。介绍了天线安装、模拟和数字接收系统以及初始观测。
2022-02-11 astro-ph.HE astro-ph.IM
Rotating Vector Model predictions in millisecond pulsar magnetospheres with dipole and quadrupole field components
1 Independent researcher
本文研究毫秒脉冲星磁层的四极分量对旋转矢量模型的影响，发现四极修正会改变开放磁力线区域与位置角行为，类偶极PA曲线不唯一对应纯偶极磁场，单独四极分量无法完全重现观测到的PA轮廓复杂性。
2026-10-14 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray pulsar: accreting magnetar?
磁星是一种特殊的中子星。也可能有吸积磁星。从对孤立磁星的研究中可以看出，仅具有强偶极场的中子星不是磁星。超慢X射线星可能只是吸积高磁场中子星。超亮X射线脉冲星NuSTAR J095551+6940.8可能是一颗吸积磁星。它可能是一个吸积的低磁场磁星，多极场为10^14 G，偶极场为10^12 G。这一观点与孤立磁星的研究是一致的。双星演化过程中的超亮X射线脉冲星阶段可能会产生大质量的毫秒脉冲星。
2015-08-13 astro-ph.HE
Axion Superradiance in Dipole Magnetic Fields of Pulsars
本文研究毫秒脉冲星磁层中等离子体不稳定性驱动的轴子超辐射，计算偶极磁场中轴子云增长速率的半解析公式，并利用脉冲星PSR J0952-0607的计时约束质量约$10^{-12}$ eV的轴子-光子耦合，指出除非发现新的高自旋脉冲星，否则难以获得有竞争力的轴子界限。
2025-06-05 astro-ph.HE hep-ph
Thin accretion discs around millisecond X-ray pulsars
与具有$10^{20}$\，T\，m $^3$磁矩的普通X射线谱仪相比，毫秒X射线谱仪具有弱的磁偶极矩$\sim 10^{16}$\，T\，m $^3$。由于这个原因，周围的吸积盘可以延伸到更靠近中子星的地方，从而达到更高的温度，在这个温度下，电子散射和辐射压力是强大的。我们计算这样一个几何薄的轴对称吸积盘的自相似结构与内部发电机。这样的模型对中子星产生的扭矩比没有发电机的模型要大得多，并且可以解释某些毫秒级X射线恒星中强烈的自旋变化。
2010-11-11 astro-ph.HE
Impact of the orbital uncertainties on the timing of pulsars in binary systems
探测到X射线双星的脉动是系统中存在中子星的明确标志。当在无线电波段中错过脉动时，它们在其他波长（如X射线或伽马射线）的检测需要轨道解调，因为观测的长度通常与系统的轨道周期相当或更长。双星系统的轨道参数的详细知识在探测双星的自旋周期中起着至关重要的作用，因为在解调过程中，它们的确定中的任何不确定性都会转化为信号相干性的损失。在本文中，我们提出了一个分析研究，旨在揭示如何在轨道参数的不确定性可能会影响周期性搜索。我们发现在解调的到达时间序列中的信号的功率和在每个轨道参数的不确定性之间的相关性。这种相关性也是脉冲星频率的函数。我们测试我们的分析结果与数值模拟，发现它们之间的协议。最后，我们将我们的研究应用于LS 5039和LS I +61 303的情况，并考虑这些系统的轨道参数的不确定性的当前水平及其对可能检测到的脉冲星的影响。我们还讨论了在实际数据中可能出现的边带模糊。后者可能发生时，由于使用不确定的轨道参数，一个假定的脉冲星的功率分布在附近的脉冲星周期的频率。即使边带的出现已经是脉冲星成分的特征，它也可能在确定其周期时引入模糊性。本文提出了一种解决边带问题的方法。
2012-09-10 astro-ph.HE
Constraints on the internal physics of neutron stars from the observational data of several young pulsars: the role of a power-law decaying dipole magnetic field
本研究采用幂律衰减偶极磁场模型探究年轻中子星内部物理，经与蟹状星云脉冲星观测对比发现该模型不适用，提出其磁场实际以12-14 G/s速率增长，指出需更多脉冲星倾角变化率数据验证模型普适性。
2024-10-31 astro-ph.HE
Gamma-Ray Pulsar Light Curves in Vacuum and Force-Free Geometry
最近的研究表明，伽玛射线脉冲星光变曲线对脉冲星磁场的几何形状非常敏感。脉冲星磁场的几何形状，如延迟真空偶极子和无力磁层有扭曲的极帽，是偏离磁轴的方向相反的旋转。由于这种效应是由于轻圆柱附近的磁力线后掠，偏移极帽是脉冲星磁层的一个通用属性，其影响应包括在伽玛射线脉冲星光变曲线建模。在槽隙模型（具有两极焦散几何形状）中，偏置极帽导致围绕磁轴的粒子加速度的强烈方位不对称。我们研究了延迟真空偶极子和无力几何中极帽的偏移对模型高能脉冲轮廓的影响。我们发现，来自对称帽的配置文件相比，在脉冲峰值，这是沿拖尾磁场线形成的焦散线的通量，增加显着相对于非峰值发射，沿领先的场线形成。增强的对比度产生改进的缝隙间隙模型适合费米脉冲星的光变曲线，如船帆座，与真空偶极拟合更有利。
2011-11-03 astro-ph.HE
Inclined Pulsar Magnetospheres in General Relativity: Polar Caps for the Dipole, Quadrudipole and Beyond
在脉冲星的正则模型中，旋转能量通过两个电路通过周围的等离子体传输，每个电路都连接到称为“极帽”的小区域上的恒星。“对于偶极磁化的恒星，极帽与磁极重合（因此得名），但一般来说，它们可以出现在任何地方，并采取任何形状。鉴于它们对大多数脉冲星发射模型（从无线电到X射线到风）的至关重要性，我们开发了一种用于确定极冠属性的通用技术。我们考虑一个完全导电的恒星周围的无力磁层，并包括广义相对论的影响。使用相结合的数值分析技术，利用旋转速率作为一个小参数，我们推导出一个通用的分析公式的极帽形状和电荷电流分布的恒星质量，半径，旋转速率，转动惯量，和磁场的函数。我们目前的结果偶极和四偶极场（叠加偶极和四极）相对于旋转轴倾斜。倾斜偶极极冠的结果是第一个包含广义相对论的结果，它们证实了广义相对论在脉冲星问题中的重要作用。四偶极脉冲星说明了薄环形极冠的现象。更一般地说，我们的方法奠定了一个基础，详细的建模脉冲星发射与现实的磁场。
2017-12-31 astro-ph.HE gr-qc
Kick velocity induced by magnetic dipole and quadrupole radiation
本文研究了一颗快速自转的脉冲星/磁星的磁偶极辐射和四极辐射叠加引起的反冲速度。合成速度不取决于大小，而是取决于两个力矩的比值和它们的几何形状。该模型并不一定导致高空间速度的磁星与一个强大的磁场，这是符合最近的观测上限。用该模型预测的最大速度略小于观测到的快速移动的彗星。
2010-12-07 astro-ph.HE
Application of a two dipole model to PSR J1640-4631, a pulsar with an anomalous braking index
最近的定时观测提供了一个有趣的结果，X射线脉冲星PSR J 1640 -4631的制动指数，它有一个测量的制动指数$n=3.15\pm0.03$。自旋轴和磁轴之间的倾斜角的减小可能是这种高制动指数的原因。然而，引起磁倾角变化的物理机制尚未完全了解。在这封信中，我们应用Hamil等人（2016）给出的双偶极子模型来解释PSR J1640-4631的磁倾角减小。带电球体的旋转效应和铁磁有序材料的磁化分别产生磁矩$M_{1}$和$M_{2}$。在$M_{1}$的磁场中存在磁矩$M_{2}$的势能的最小值，因此$M_{2}$将围绕最小能量位置（即，$M_{2}$）自由旋转。e平衡位置），类似于单摆。计算结果表明，PSR J1640-4631的磁矩$M_{2}$将向与自旋轴一致的方向演化，并导致磁倾角减小。脉冲轮廓中的单峰有利于磁倾角的相对低的变化率。
2019-09-04 astro-ph.HE
A Particle Simulation for the Axisymmetric Pulsar Magnetosphere: II. the case of dipole field
脉冲星磁层的主要问题是旋转能量如何转换成粒子束，导致脉冲发射，以及形成周围星云的电子-正电子等离子体的高度相对论风，在X射线和TeV伽马射线中闪耀。作为第一篇论文（Wada & Shibata 2007）的续篇，我们对轴对称的全球磁层进行了三维粒子模拟。我们给出了额外的计算结果，这是更高的分辨率模型和更高的对创建率的情况下，并详细分析的解决方案。我们仅限于展示低对创建率的情况，即，磁场为固定偶极子。等离子体的辐射阻力取曲率半径沿偶极磁场的形式。通过可编程专用计算机GRAPE-DR计算静电相互作用（Makino et al 2007）。一旦在外部间隙中开始产生对，由于辐射阻力，两个带符号的粒子开始漂移穿过闭合磁场，并且它们产生流出。最后，稳定的磁层有外部的差距，都签署外流的等离子体和一个区域，其中电场是占主导地位的延伸从赤道。在稳定状态下，磁层电流产生的磁场与恒星几个光半径以外的偶极磁场相当。在更高的电子对产生率模型中，磁场的改变会导致等离子体流出量的改变，需要在后续的论文中进一步研究更高的电子对产生率模型。
2011-08-08 astro-ph.HE
Rotational evolution of the Crab pulsar in the wind braking model
考虑粒子密度和脉冲星死亡的影响，对脉冲星风模型进行了修正。它可以一致地描述恒星的短期和长期旋转演化。它被应用于模拟蟹状星云脉冲星的旋转演化。脉冲星是由磁偶极辐射和粒子风的组合旋转下来的。计算了蟹状星云脉冲星的磁场、倾角和粒子密度等参数。加速区的初级粒子密度约为Goldreich-Julian电荷密度的10^3倍。小故障之间较低的制动指数是由于较大的流出颗粒密度。这可能是正常恒星中磁层活动引起的毛刺。计算了P-Pdot图中的蟹状星和制动指数的演化。蟹状星云脉冲星将从磁偶极辐射主导的情况向粒子风主导的情况演化。考虑到脉冲星“死亡”的影响，蟹状星云脉冲星（和其他正常的脉冲星）不会演化成磁星簇，而是向下演化到死亡谷。还考虑了不同的加速度模型。其他来源的应用程序也进行了讨论，包括与制动指数测量的磁星，磁星人口。
2015-04-01 astro-ph.HE
Rotational and X-ray luminosity evolution of high-B radio pulsars
在延续我们早期的工作，长期演变的所谓的高-B无线电hoppers（HBRPs）与测量制动指数，我们已经调查了长期演变的其余五个HBRPs的制动指数尚未测量。这完成了我们的源的回退盘模型，也适用于早期的异常X射线散射（AXP），软伽马中继（SGR），和昏暗的孤立中子星（XDIN）的HBRP的源分析。结果表明，由于初始条件的不同，即初始盘质量、初始周期和偶极场强度的不同，不同中子星群体的X射线光度和转动性质可以通过带有回退盘的中子星获得。对于五个HBRP，与AXP，SGR和XDIN不同，我们的结果不约束源的偶极场强。我们得到的演变路径，导致螺旋桨阶段的偶极子场足够强，产生脉冲无线电发射的HBRPs的属性。
2017-12-18 astro-ph.HE
The effect of an offset polar cap dipolar magnetic field on the modeling of the Vela pulsar's $γ$-ray light curves
我们进行了几何脉冲星光变曲线建模使用静态，延迟真空，和偏移极帽（PC）偶极子$B$ -字段（后者的特点是由一个参数$ε$），结合标准的两极焦散（TPC）和外间隙（OG）的发射几何。偏移PC偶极子$B$ -场模拟与静态偶极子（对应于$ε=0$）的偏差。除了恒定发射率的几何模型，我们还考虑了一个槽隙（SG）$E$ -场与偏置PC偶极子$B$ -场，并发现它的列入导致定性不同的光变曲线。求解粒子输运方程表明，在相对较低的$E$场的情况下，粒子能量只会大到足以在恒星表面以上的大高度产生显著的曲率辐射。因此，粒子并不总是达到辐射反应极限。我们的总体最佳光变曲线拟合是针对延迟真空偶极场和OG模型，在倾斜角$α=78{_{-1}^{+1}}^{\circ}$和观察者角$ζ=69{_{-1}^{+2}}^{\circ}$。对于该$B$ -字段，TPC模型与OG模型相比在统计上是不利的。对于静态偶极场，两种模型都不是明显优选的。我们发现，较小的值的$ε$有利于偏置PC偶极场时，假设恒定的发射率，和较大的$ε$值有利于可变的发射率，但不显着。当SG $E$场乘以100倍时，我们发现光变曲线拟合得到了改善，$α$和$ζ$更接近独立研究的最佳拟合，以及低海拔的曲率辐射反应。
2017-01-11 astro-ph.HE
Chandra Proper Motions and Milliarcsecond Astrometry of Nineteen Pulsars
Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）
利用钱德拉X射线望远镜数据，研究人员首次精确测量了19个脉冲星的X射线自行，揭示了新的X射线纤维和脉冲星风星云结构。
2026-02-20 astro-ph.HE
An assessment of the pulsar outer gap model. I: Assumptions, uncertainties, and implications for the gap size and the accelerating field
磁层辐射的外隙模型已被广泛应用于解释$γ$射线中观测到的性质。然而，它的定量预测依赖于一些通常被忽视的近似和假设。在这里，我们检查它们，审查进入模型的主要成分，评估其不确定性的范围。通常，在模型的定量应用中，像曲率半径和相互作用光子的能量这样的关键参数被取为固定的单个值。相反，在这里，我们探索他们的现实范围，以及这些对模型本身的一致性的影响。我们的结论是，流行的跨场的间隙的大小作为周期和周期导数的函数的评估，是不可靠的，并受到巨大的分散。最后，探索曲率半径的可能值，当地的磁场和其他数量值得更多的关注的定量应用的外间隙模型，如计算$γ$ -射线光谱，这是一个附带的文件的主题。
2014-12-04 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
Recycled pulsars with multipolar magnetospheres from accretion-induced magnetic burial
许多毫秒中子星被认为是在早期的吸积阶段中旋转起来的老中子星。它们通常具有相对较弱的（$\lesssim 10^{9} \text{ G}$）偶极磁场强度，与吸积引起的磁埋一致。中子星内部成分探测器的最新数据表明，回收脉冲星PSR J 0030 $+$ 0451顶部的热点不是对极的，因此磁场不可能是中心偶极子。在本文中，它表明，多极化是自然预期的埋葬的情况下，因为赤道场线压缩。Grad-Shafranov平衡的构建，以显示如何磁多极矩可以计算的各种属性，如吸积质量和地壳状态方程的量。
2020-10-08 astro-ph.HE
The combined X-ray and $γ$-ray modeling of millisecond pulsars PSR J0030+0451 in the dissipative magnetospheres
Yunnan University of Finance and Economics（云南财经大学）
通过结合X射线和γ射线建模，研究PSR J0030+0451的非偶极磁场特性，验证其磁层结构与观测数据的匹配性。
2026-01-12 astro-ph.HE
Pulsar Magnetospheres: Beyond the Flat Spacetime Dipole
大多数关于脉冲星磁层的研究都假设在平坦时空中存在一个纯磁偶极子。然而，最近的工作表明，广义相对论的影响实际上是至关重要的，现实的脉冲星磁场将有一个显着的非偶极分量。本文介绍了一种研究任意磁场、质量、半径和转动惯量的慢转恒星的轴对称无力磁层的一般分析方法，包括了广义相对论的所有效应。我们确认，类空电流是一般存在于极冠（建议对生产区），无论恒星磁场。我们表明，广义相对论介绍了一个~60%的修正公式的偶极分量的表面磁场推断自旋下降。最后，我们表明，极帽的位置和形状可以显着修改，甚至适度强的高阶矩。这可能会影响恒星附近发生的发射过程，并可能有助于解释毫秒双星的光束特征。
2016-12-20 astro-ph.HE gr-qc
SGR 0418+5729: a small inclination angle resulting in a not so low dipole magnetic field?
研究了SGR 0418+5729的自旋下降行为。Contopoulos & Spitkovsky（2006）的脉冲星自旋下降模型被应用于SGR 0418+5729。结果表明，SGR 0418+5729位于脉冲星死亡线以下，因此其旋转驱动的磁层活动可能已经停止。致密恒星现在被垂直于其旋转轴的磁偶极矩旋转下来。计算结果表明，在这些假设下，如果SGR 0418+5729的磁倾角很小，那么它就有可能具有强的偶极磁场。其偶极磁场可能远高于特征磁场。因此，SGR 0418+5729可能是正常磁星，而不是低磁场磁星。
2012-08-18 astro-ph.HE
The geometry of a radio pulsar beam
射电脉冲星剖面的分类学主要基于托勒密人造系统，由分离的环和核心组成，任意位于磁层不同的高度。观测到的剖面形状的多样性显然超出了这种锥形模型的解释能力。此外，在脉冲星剖面中观察到的分叉特征意味着一个从偶极轴径向延伸的扇形束系统。分叉可以理解为长期寻找的无线电发射机制的基本辐射模式的印记，从而识别后者。然而，它们的大小比磁偶极子线的曲率所暗示的要大好几倍。在这里，我表明，幻觉断开环和分叉功能的大小可以通过一个自然的几何形状相结合的圆锥和扇形光束的属性来解释。它是一个向外张开的螺旋，在离开磁层的途中绕着偶极轴转了几圈。这种几何形状与流出和横向漂移的等离子体流一致。分叉分量很宽，这是因为这种螺旋线上的曲率大于偶极磁场的曲率，因此它们与非常模曲率辐射是一致的。
2017-05-15 astro-ph.HE
Tight constraint on photon mass from pulsar spindown
脉冲星是磁化旋转的致密物体。它们由于磁偶极子辐射和风辐射而自旋下降。如果光子具有非零质量，则自旋下降速率将小于零质量情况。我们表明，一个上限的光子质量，即$m_γ\lesssim h/Pc^2$，可能会被放置，如果一个脉冲星周期$P$被观察到自旋下降。最近发现了一颗白矮星- M矮星双星--天蝎座AR，它具有脉冲宽带辐射。WD的自旋下降光度可以舒适地为来自系统的非热辐射提供动力。将我们的结果应用于具有$P=117~\rm{s}$的WD脉冲星，我们得到了一个严格的光子质量上限，介于$m_γ<6.3\times10^{-50}~\rm{g}$假设真空偶极自旋下降和$m_γ<9.6\times10^{-50}~\rm{g}$假设由于充分发展的脉冲星风而自旋下降之间。
2017-05-23 astro-ph.HE
General relativistic radiation magnetohydrodynamics simulations of supercritical accretion onto magnetized neutron star; -modeling of ultra luminous x-ray pulsars
通过2.5维广义相对论辐射磁流体动力学模拟，我们证明了超临界吸积到非旋转，磁化中子星，其中偶极子场的磁场强度是$10^{10}$ G的恒星表面。我们发现超临界吸积流由吸积柱和截断吸积盘两部分组成。超临界吸积盘，出现在远离中子星的地方，在$\sim 3R_*$ cm附近被截断（$R_*=10^6$ cm是中子星的半径），在那里通过偶极磁场的磁压与盘的辐射压平衡。圆盘在截断半径附近的角动量通过偶极场的磁矩有效地向内传输，诱导中子星的自旋。估算的自旋上升速率$\sim -10^{-11}$ s s $^{-1}$与最近对超亮X射线天体的观测结果是一致的。在截断半径范围内，气体沿着偶极场落在中子星上，导致在南北半球上形成吸积柱。柱的净吸积率和光度分别为$\sim 66L_{\rm Edd}/c^2$和$\lesssim 10L_{\rm Edd}$，其中$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度，c是光速。我们的模拟支持一个假设，即超发光的X射线天体是由磁化中子星的超临界吸积提供动力的。
2017-07-26 astro-ph.HE
The magnetic field strengths of accreting millisecond pulsars
在这项工作中，我们估计的上限和下限的磁偶极矩的强度与罗西X射线定时探测器（RXTE）观察到的所有14个吸积毫秒X射线双星。对于每个源，我们搜索了存档的RXTE数据，以获得最高和最低通量水平，并检测到显著的脉动。我们假设这些通量水平对应于通道吸积发生的吸积盘内边缘的最近和最远位置。通过估计吸积率从观测到的光度在这两个通量水平，我们放置上下限的中子星的磁偶极矩，使用标准磁层吸积理论的假设。最后，我们讨论了如何我们的场强估计可以进一步提高，因为更多的信息，这些historicars获得。
2015-07-08 astro-ph.HE
From Feast to Famine: A Systematic Study of Accretion onto Oblique Pulsars with 3D GRMHD Simulations
本研究首次利用三维广义相对论磁流体动力学模拟，系统探讨了中子星磁场强度与倾斜度对吸积过程及喷流功率的影响，发现相对极性和倾斜度共同决定喷流功率变化趋势。
2023-11-15 astro-ph.HE
Bayesian Model Comparison and Analysis of the Galactic Disk Population of Gamma-Ray Millisecond Pulsars
费米大天区望远镜在$γ$射线中探测到了近100个毫秒微扰星（MSP）的脉冲发射。这个人口的全球性质仍然相对不受约束，尽管许多尝试模拟其空间和光度分布。在这里，我们执行一个自洽贝叶斯分析的空间分布和光度函数同时。距离的不确定性，由视差测量或银河系电子密度模型中的误差引起，被边缘化了。我们提供了一个公共的Python包，用于计算距离的不确定性，通过考虑银河系电子密度模型YMW 16中的不确定性，使用色散测量导出的恒星。最后，我们使用多个参数化的MSP人口和贝叶斯模型进行比较，发现一个破碎的幂律光度函数与Lorimer空间分布是首选在过去使用的多个其他参数化。$γ$射线MSP的最佳拟合空间分布和数量与MSP的无线电种群的结果一致。
2018-05-28 astro-ph.HE
Multi-wavelength emission region of gamma-ray emitting pulsars
利用外能隙模型，我们研究了高能双光子晶体多波长光变曲线的发射区。我们假设伽马射线和非热X射线光子是从外磁层的粒子加速区域发射的，紫外/可见光子起源于该区域上方。我们假设伽马射线只由向外运动的粒子辐射，而其他光子则由向内和向外运动的粒子产生。我们参数化的发射区的高度作为偏离旋转偶极子在真空中，并确定它从观测到的多波长脉冲轮廓使用观测约束的磁偶极子倾角和视角的双极。我们发现外隙模型可以用简单的发射率分布来解释多波长脉冲的行为，并讨论了进一步改进的可能性。从观测拟合，我们还发现了一个一般的倾向，伽玛射线发射区的高度依赖于倾角。特别地，低倾角的发射区要求位于非常低的高度，这对应于真空中旋转偶极子的最后开放场线内的内部区域。这个模型提出了一个关于观测到的伽玛射线暴的统计修正。与先前的估计相比，具有低倾角和视角的源的数量增加。
2011-06-27 astro-ph.HE
High-energy pulsar light curves in an offset polar cap $B$-field geometry
自费米大天区望远镜（LAT）$γ$射线任务取得巨大成功以来的八年中，已经对200多个$γ$射线天体的光变曲线和光谱特性进行了无与伦比的详细测量。我们进行了几何脉冲星光变曲线建模使用静态，延迟真空，和偏移极帽（PC）偶极子$B$ -字段（后者的特点是由一个参数$ε$），结合标准的两极焦散（TPC）和外间隙（OG）的发射几何。除了恒定发射率的几何模型，我们还考虑了一个槽隙（SG）$E$ -场与偏置PC偶极子$B$ -场，并发现它的夹杂物导致定性不同的光变曲线。因此，我们发现，假设的$B$场，特别是$E$场结构，以及发射几何（磁倾角和观察者的角度），有很大的影响脉冲星的可见性和它的高能量脉冲形状。我们将我们的模型光变曲线与船帆座脉冲星的高质量$γ$射线光变曲线（能量为$>100$ MeV）进行了比较。我们的总体最佳光变曲线拟合（具有最低的$χ^2$值）是针对延迟真空偶极场和OG模型的。我们发现，较小的值的$ε$有利于偏置PC偶极场时，假设恒定的发射率，和较大的$ε$值有利于可变的发射率，但不显着。当我们增加相对较低的SG $E$场时，我们发现光变曲线拟合得到改善，在这种情况下，推断的脉冲星几何形状更接近独立研究的最佳拟合。特别是，我们发现，这样一个较大的SG $E$ -场（导致可变发射率）给出了第二个整体最佳拟合。该指示和其他指示指向实际的$E$场可能大于SG模型预测的。
2017-02-17 astro-ph.HE
Long-term evolution of anomalous X-ray pulsars and soft gamma repeaters
我们研究了具有相对较好的X射线光度和旋转特性的单个异常X射线源（AXP）和软伽马重复源（SGR）的长期演化。在回退圆盘模型的框架下，我们得到了能产生观测源特性的圆盘质量和偶极子场强的范围。我们已经比较了我们的结果与先前获得的昏暗孤立中子星（XDIN）。结果表明：（1）在回退盘模型中，各个AXP/SGR源的X射线光度、周期和周期导数都能自洽地产生，其基本盘参数与以前用于解释XDIN长期演化的基本盘参数非常相似;（2）除两个源外，AXP/SGR都是在吸积阶段演化的;这两个特殊的源，就像XDIN一样，在过去已经完成了它们的吸积阶段，现在正处于最后的推进器阶段，并且仍然随着圆盘扭矩而变慢，（3）偶极场强XDIN的（在极点处）在$10^{11}-10^{12}$ G范围内，而AXP/SGR在$1-6 \times 10^{12}$ G之间具有相对较强的偶极场，（4）源的性质可以用大范围的盘质量来获得，这不允许对整个AXP/SGR和XDIN总体的盘质量和磁偶极子场之间的相关性进行清楚的检验。
2016-01-28 astro-ph.HE
Comparison of pulsar parameters for some anomalous types
对两个射电望远镜样品进行了参数对比分析。第一个样本的物体具有周期P > 2秒，第二个样本的特征在于中子星表面$Bs > 4.4\times10^{13}$ G处的磁场。分析的主要目的是找出周期和磁场值相似的正常γ射线与异常γ射线和软γ射线重复源之间的差异。结果表明，对于长周期脉冲星，周期导数对周期的依赖关系为$dP/dt \propto P^{1.67}$。这意味着我们必须寻找另一种不同于磁偶极子的制动机制，它给出了$dP/dt \propto P^{-1}$或使用某些特定的参数分布。另一方面，具有强磁场和AXP/SGR的射电望远镜可以用磁偶极子模型来描述。P > 2秒的射电天体的平均年龄比具有$Bs > 4.4 \times 10^{13}$ G的天体高出两个数量级，并且位于银河平面上方更高的位置。结果表明，AXP/SGR的主要特征是强磁场，而不是大周期。
2020-04-17 astro-ph.HE
Strong-field QED effects on polarization states in dipole and quadrudipole pulsar emissions
本文研究强磁场中子星中QED量子折射效应对脉冲星辐射偏振态演化的影响，通过求解斯托克斯矢量方程，发现三种演化模式，并用近似解析解加以验证。
2024-11-10 astro-ph.HE gr-qc
Estimates of the Surface Magnetic Field Strength of Radio Pulsars
本文基于磁偶极能量损失机制提出考虑磁倾角 β 的新方法，重新估计射电脉冲星表面磁场，发现结果可相差一个数量级。
2023-08-12 astro-ph.HE
Emission Patterns and Light Curves of Gamma-Rays in the Pulsar Magnetosphere with a Current-Induced Magnetic Field
本文研究了脉冲星磁层中电流感生磁场扰动下γ射线的发射模式和光变曲线。本文从静电偶极子在电流感应磁场（扰动场）作用下的解出发，导出了静电偶极子和延迟偶极子在直角坐标系下的解。静（缓）向磁场可以表示为纯静（缓）向偶极磁场与静（缓）向扰动场之和。我们使用的延迟磁场的解决方案，调查的扰动场的影响上的发射模式和光变曲线，我们应用扰动的解决方案，计算的情况下的船帆座脉冲星的伽玛射线光变曲线。我们发现，由电流引起的扰动场会改变γ射线的发射模式，进而改变γ射线的光变曲线，特别是在较大的扰动场下。结果表明，外流（内流）电子（正电子）产生的扰动场可以减小磁层的旋转效应，使磁层的辐射图案相对于纯延迟偶极子的辐射图案更加平滑，而外流（内流）正电子（电子）产生的扰动场则使磁层的辐射图案变得不那么平滑.
2011-09-06 astro-ph.HE
Measuring the magnetic dipole moment and magnetospheric fluctuations of accretion-powered pulsars in the Small Magellanic Cloud with an unscented Kalman filter
提出用无迹卡尔曼滤波器跟踪 X 射线流量与脉冲周期时间序列，打破辐射效率和吸积率简并，估计小麦哲伦云 24 个脉冲星的磁偶极矩及盘—磁层涨落。
2024-06-03 astro-ph.HE
On the Magnetic Fields of Ultraluminous X-ray Pulsars
到目前为止，已经发现了相当多的超铝X射线（ULX）天体。在这项工作中，我们构建了一个超爱丁顿，磁吸积盘模型来估计偶极磁场的8个ULX星系的基础上，他们观察到的自旋上的变化和光度。我们得到了偶极磁场解的两个分支。它们分布在分别对应于低和高$B$溶液的$B\sim (0.16-64.5)\times 10^{10}\,{\rm G}$和$\sim (0.275-79.0)\times 10^{13}\,{\rm G}$范围内。低磁场解对应于中子星远离自旋平衡的状态，而高磁场解则接近自旋平衡。在Be型ULX双星中导出的超强磁场意味着Be型ULX双星中的吸积模式可能比持久ULX双星中的吸积模式更复杂，并且可能不能用磁化吸积盘模型来解释。我们建议，吸积器和螺旋桨制度之间的过渡可以用来区分低和高$B$磁场的解决方案，除了检测的回旋共振散射功能。
2021-03-30 astro-ph.HE
On the Origin of Pulsar and Magnetar Magnetic Fields
为了解决中子星磁场的产生，特别是磁星和射电星之间的二分法，我们考虑从其他天体物理系统推断的发电机的属性。与足够低（修改）Rossby数，对流发电机被称为产生偶极占主导地位的领域，其强度与对流通量的规模，我们认为，这些预期应适用于对流原中子星在核心坍缩超新星的中心。我们分析了一套三维模拟核心崩溃，具有现实的状态方程和完整的中微子运输，在这种情况下。我们所有的祖先模型，从9个太阳质量到25个太阳质量，包括一个初始旋转的模型，都有足够强烈的原中子星对流，如果修正的罗斯比数在临界范围内，就能产生~10^15高斯量级的偶极场。因此，磁星/射电脉冲星的二分法可能部分是由于大质量恒星核心自转速率的分布而自然产生的。
2021-12-19 astro-ph.HE
The Effect of Different Magnetospheric Structures on Predictions of Gamma-ray Pulsar Light Curves
费米大面积望远镜（LAT）的第二个脉冲星目录将包含超过100个伽马射线脉冲星。这些恒星的光变曲线（LC）呈现出各种形状，以及相对于它们的无线电脉冲的不同相对相位滞后，暗示了不同的潜在发射特性（例如，倾角和观察者角度）。无线电和伽马射线LC的详细几何建模可以提供对B场结构和发射几何形状的约束。我们使用了不同的B-场的解决方案，包括静态真空偶极子和延迟真空偶极子，结合现有的几何建模代码，并构建了几个不同的脉冲星参数的辐射天空图和LC。假设标准的发射几何形状，即两极焦散（TPC）和外间隙（OG）模型。比较了各种B场和辐射模型组合的天空图和LC，以研究它们对所产生的LC的影响。作为一个应用程序，我们比较了我们的模型LC与费米LAT数据的船帆座脉冲星，并推断出在这种情况下，最可能的配置，从而约束船帆座的高海拔磁结构和系统的几何形状。
2015-01-21 astro-ph.HE
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
Observational Constraints on the Pulsar Wind Model: The Cases of Crab and Vela
众所周知，螺旋桨是非常稳定的旋转体。然而，尽管速度缓慢，但由于制动机制，它们的转速下降，实际上这仍然是文献中深入研究的主题。由于脉冲星通常被建模为高度磁化的中子星，从其磁极发射电磁辐射束，因此有理由认为自旋下降与磁制动有关。虽然这是一个有趣而简单的想法，但纯磁制动器无法充分解释自旋下降速率。因此，文献中出现了许多替代的自旋下降机制，其中包括脉冲星风模型，其中来自脉冲星本身的粒子风可以携带部分旋转动能。这种自旋下降机制主要取决于三个参数，即，偶极磁场$B$，磁轴和自转轴之间的夹角$(ϕ)$，以及脉冲星磁层的初级粒子密度$(ζ)$。随后，从一系列的文章在这个问题上，我们认为第一次在文献中的统计建模，其中包括一个偶极磁和风制动器的组合。因此，我们能够限制上述参数，特别是对蟹状星云和船帆座星云。
2021-08-12 astro-ph.HE
Physics motivated models of pulsar X-ray hotspots: off-center dipole configurations
本研究基于无力磁层电流模型从第一性原理计算偏心偶极子极冠电流与温度分布，评估体返回电流影响，并用MCMC拟合两颗脉冲星的NICER X射线光变曲线。
2025-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational waves from pulsars with measured braking index
我们研究了假设的引力波（GW）的发射，特别是与测量制动指数的恒星。我们表明，适当的组合GW发射和磁偶极子制动器可以自然地解释测量的制动指数，当表面磁场和磁偶极子和旋转轴之间的角度是时间依赖性的。然后，我们讨论了aLIGO和爱因斯坦望远镜对这些恒星的探测能力。我们提请注意现实的可能性，aLIGO可以检测到的GWs产生的至少一些这些卫星，如船帆座，例如。
2016-09-12 astro-ph.HE gr-qc
Evolution of the long-period pulsar GLEAM-X J162759.5-523504.3
最近发现的脉冲星GLEAM-X J162759.5-523504.3的长周期（$P = 1091$ s）可以通过中子星演化来获得，中子星的后退盘和磁偶极矩为几个$10^{30}$ G cm $^3$，年龄大于$\sim 2 \times 10^5$ yr，与周期导数$\dot{P}$和源的X射线光度$L_X$的观测上限一致。$\dot{P}$目前的上限允许两种不同的状态：（1）盘仍然是活跃的，并以低速率进行吸积，使得吸积光度远小于中子星的冷却光度，这反过来又低于$L_X$的上限。在这种情况下，降速将以$\dot{P} \sim 10^{-10}$ s $^{-1}$的速度继续，直到光盘变为非活动状态;最后一个周期将是$P \sim$几个$10^3$。(2)圆盘已经不活动了，没有吸积。在这种情况下，周期演变已趋于稳定，达到最终周期范围内的观测值。剩余的，非常弱的，偶极力矩维持在$\dot{P} \sim 4 \times 10^{-18}$ s s $^{-1}$的渐近自旋下降。在早期的工作中，用回退盘模型预测了软伽马中继星和具有相对较强偶极场的异常X射线源的终态的长周期$P \sim$和几个$10^3$。
2022-03-29 astro-ph.HE
Modelling the braking "index'' of isolated pulsars
孤立的脉冲星是一颗旋转的中子星，它具有高的磁偶极矩，通常与其旋转轴成有限的角度。因此，磁偶极辐射（MDR）的发射不断地带走它的转动能量。这一过程导致恒星的角速度随时间递减，通常用其制动指数来量化。虽然这个简单的机制确实是孤立双星自旋演化的主要原因，但它可能不是这种效应的唯一原因。大多数年轻的孤立的车辆目前的制动指数值始终低于MDR模型给出的值。工作在弱场（牛顿）的限制，我们在目前的工作中向前迈出了一步，在描述这样一个系统的演变，允许恒星的形状摆动周围的椭球形配置作为一个逆反应效应所产生的MDR发射。假设振荡发生内部阻尼，从而在系统中引入另一种形式的能量损失，并且这种现象可能与制动指数与纯MDR模型预测的偏差有关。数值计算表明，典型孤立转子的平均制动指数可以简单地解释。
2023-02-26 astro-ph.HE
The pulsar synchrotron in 3D: curvature radiation
通过对旋转磁偶极子的三维数值模拟，研究了脉冲星闭合线区尖端的强电流片。我们表明，曲率辐射的相对论性电子和正电子在电流片可以自然地解释高能脉冲星发射的几个功能。我们得到的光变曲线和偏振剖面的完整范围内的磁场倾斜角和观察者的取向，并比较我们的结果从费米伽马射线望远镜的最新观测。
2009-12-11 astro-ph.HE
The spin evolution of young pulsars
通过对制动指数测量的汇编，回顾了目前对年轻恒星自旋演化的认识。一个直接的结论是，所有具有测量制动指数的恒星的自旋演化并不纯粹是由恒定的磁偶极子引起的。PSR J1734-3333的情况及其向磁星的向上运动被用作指导，试图理解为什么磁星以n < 3的方式演化。不同脉冲星家族之间的演化，由隐藏的内部磁场的出现所驱动，似乎是一种可能的图景。
2012-11-22 astro-ph.HE
The Light Curve and Internal Magnetic Field of the Mode-Switching Pulsar PSR B0943+10
一些射电望远镜表现出有趣的模式切换行为。最近对PSR B0943+10的观测揭示了相关的无线电和X射线模式开关，为理解这类天体提供了新的途径。在无线电宁静阶段（Q模式）观察到的大X射线脉冲分数先前被解释为致密磁层等离子体对X射线的遮蔽变化的结果。我们表明，大的X射线脉冲分数可以解释包括磁大气的聚束效应，同时保持一致的偶极场的几何约束的无线电观测。我们还探讨了一个更极端的磁场配置，其中一个磁偶极子从中心的恒星产生两个磁极帽的不同大小和磁场强度。这些模型目前与无线电和X射线数据一致，可以通过未来的X射线观测进行测试或约束。
2014-05-06 astro-ph.HE
