On the primary beam deceleration in the pulsar wind
本文研究了脉冲星风中初级光束在光圆柱外的运动。在光圆柱内部，初级和次级等离子体都沿着偶极磁场线运动，在那里它们的能量可以是任意的。但在更大的距离上，理论预测准径向运动，其速度正好对应于漂移速度，这对于初级等离子体和次级等离子体来说不可能是相同的。因此，初级束的减速将同时发生，导致次级等离子体的加速。我们在三流体MHD近似下研究了这一过程，并证明了对于大多数双粒子，光束的能量几乎保持不变。只有对于年轻的射电天体（蟹状星云、船帆座星云），在快磁声表面$r_{\rm F} \sim (10$ - $100) R_{\rm L}$之外才发生达到次级等离子体能量的基本减速，次级等离子体本身的能量增加不足。
2015-05-14 astro-ph.HE
On the Difference Between Pulsar Radio Emission Beams from the Two Poles
Guangzhou University（广州大学）；National Astronomical Data Centre, the Great Bay Area, Higher Education Mega Centre（粤港澳大湾区高等教育超算中心国家天文数据中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学院）
研究通过分析11个脉冲星的偏振资料，发现双极磁极的无线电发射束在尺寸和强度上存在差异，暗示极帽内磁场结构或表面特性可能存在不均匀性。
2026-04-30 astro-ph.HE
Polarization Measurements of Arecibo-Sky Pulsars: Faraday Rotations and Emission-Beam Analyses
本研究利用阿雷西博双频偏振观测给出一批脉冲星的L/P波段RM与斯托克斯轮廓，并分析散射拖尾下的辐射束形态及几何模型。
2023-09-25 astro-ph.HE
A model for nulling and mode changing in pulsars
我们认为，在某些恒星中，磁层具有不同的状态，具有不同的几何形状或/和不同的电流分布，它偶尔会在它们之间切换。这些状态具有不同的自旋下降速率和发射光束，在某些状态中根本不产生放射性发射。当我们看到发射光束的不同部分或不同状态下的光束具有显著不同的几何形状时，切换到不同的状态表现为模式改变，当我们错过新光束或在新状态下没有产生无线电发射时，它表现为零。我们发现，束流形状的适度变化可以伴随着脉冲星自旋下降速率W的大的变化--W对发射束$α$的张角的依赖性可以和W \propto α ^[4]一样强。我们推测的物理机制，可能会导致重新配置的磁层。
2010-09-01 astro-ph.HE
Radio Pulsar Emission-Beam Geometry at Low Frequency: LOFAR High Band Survey Sources Studied using Arecibo at 1.4 GHz and 327 MHz
本研究利用阿雷西博望远镜在1.4 GHz和327 MHz频段观测133颗LOFAR高频巡天脉冲星，验证核/双锥束模型的适用性，发现脉冲星束结构在观测频段内基本稳定，样本多位于反银心/高银纬区且散射水平偏低。
2025-07-28 astro-ph.HE
Constraining gamma-ray pulsar gap models with a simulated pulsar population
随着费米大天区望远镜（LAT）发现的大量年轻伽马射线双星，粒子群合成已经成为比较它们的集体性质与模型预测的有力工具。我们合成了一个脉冲星人口的基础上的无线电发射模型和四个伽马射线间隙模型（极帽，槽隙，外间隙，和单极焦散）归一化到选定的调查组中检测到的无线电脉冲星的数量。光度和宽光束从外部的差距可以很容易地解释费米探测的数量在2年的观测。宽缝隙束需要增加预测亮度的10倍才能产生合理数量的伽马射线源。这种亮度的大幅增加可以通过实施偏移极冠来适应。窄极冠光束最多只贡献少数LAT光子。出生地点和脉冲星自旋下降功率（Edot）的标准分布无法再现LAT结果：所有模型都低估了具有高Edot的LAT脉冲星的数量，并且它们无法解释在高Edot下检测到无线电和伽马射线束的高概率。的聚束因子保持接近1超过40年的Edot演变的槽隙，而它显着降低，随着年龄的增加外间隙。槽隙光度与Edot的演变与LAT数据中看到的伽马射线光度的大色散是相容的。较强的演化预测外间隙，这是联系到极帽加热的返回电流，显然是不支持的LAT数据。因此，LAT的伽马射线双星样本提供了一个新的视角，从年轻的双星的伽马射线发射的亮度和束宽的早期演变，呼吁薄和更明亮的差距。
2012-08-31 astro-ph.HE
Modeling the frequency-dependence of radio beams for cone-dominant pulsars
锥主导的双光子晶体的光束半径与频率遵循幂律关系，$\vartheta = (ν/ν_0)^k+\vartheta_0$，这在以前的工作中还没有很好地解释。我们利用曲率辐射机制研究了锥型主辐射星的光束半径与频率的关系。考虑脉冲星开场线区粒子的不同密度和能量分布，数值模拟了辐射强度沿辐射高度和旋转相位的分布，得到了不同频率下的积分轮廓和FDB曲线。对于锥状分布的密度模型，模拟的轮廓在高频处总是收缩到一个分量。在具有两个分离的密度斑块的密度模式中，廓线总是有两个不同的分量，幂律指数$k$在-0.1 ~-2.5之间，与观测结果一致。流动粒子的能量分布对频率依赖行为有重要影响。粒子的径向能量衰减是得到合适的$\vartheta_0$的必要条件。我们的结论是，通过使用曲率辐射机制，所观察到的频率依赖性的光束半径的锥占主导地位的双密度补丁的粒子的发射模型，具有高斯能量分布和径向能量损失可以解释。
2013-03-21 astro-ph.HE
Beam pattern evolution of accreting X-ray pulsar 1A 0535+262 during its 2020 giant outburst
利用宽波段Insight-HXMT观测数据，对2020年1A 0535+262亮瞬变X射线脉冲星巨爆发期间的脉冲轮廓进行了分解分析。我们发现，所观察到的脉冲轮廓形状可以描述的组合的两个对称的单极贡献的能量和光度范围广泛的一个固定的几何形状定义的基本几何形状的脉冲星。这对应于稍微扭曲的偶极磁场，即，一个磁极必须从另一个磁极的对极位置偏移$\sim 12^{\circ}$。我们重建的脉冲星的固有光束图案假设从分解分析恢复的几何形状，并找到证据之间的过渡“铅笔”和“风扇”光束的能量范围以上的回旋线能量，可以解释为从亚过渡到超临界吸积制度与发病的吸积柱。然而，在较低的能量下，光束图案看起来更复杂，并且在所有光度下包含大量的“扇形”光束和附加的“笔形”光束分量。后者与吸积速率无关，在爆发的衰落阶段更强。最后，我们讨论的其他观察和理论研究结果的背景下，在文献中的源报告。
2023-02-16 astro-ph.HE
The ratio of profile peak separations as a probe of pulsar radio-beam structure
已知的星群包含具有四个和五个分量轮廓的物体，可以测量内部和外部分量之间的峰到峰分离。这些Q型和M型剖面可以解释为视线穿过嵌套锥束或穿过一组方位角扇束的结果。我们表明，组分的分离比R_W提供了一个有用的措施，这是大多独立的参数，确定光束的规模和复杂的解释简单的配置文件。特别地，该方法不依赖于发射高度和偶极子倾斜分布。射束的不同结构意味着R_W的统计分布明显不同，圆锥模型与数据的一致性比扇形射束模型差几个数量级。为了使conal模型与数据保持一致，需要调用观测选择的强效应，假设80%的Q和M剖面由于内在的混合效应而未被检测到。结果表明，扇形光束的Q和M分布的统计特性比传统的锥套结构更接近于扇形光束。
2015-07-30 astro-ph.HE
The fan beam model for the pulse evolution of PSR J0737-3039B
双脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B中脉冲星B的平均射电脉冲轮廓表现出一种有趣的行为。在2003年至2009年的观测期间，该剖面在2008年消失后从单峰演变为双峰形式，这表明脉冲星的大地岁差可能是这种行为的起源。已知的脉冲星束模型可以用来确定PSR J 0737 - 3039 B在岁差背景下的几何形状。我们研究如何扇形波束的几何形状在解释所观察到的无线电剖面形态的变化。结果表明，扇形光束可以成功地再现所观察到的脉冲宽度的演变，并应被视为一个严重的替代锥状模型。
2017-01-23 astro-ph.HE
Constraining pulsar gap models with light-curve shapes of a simulated gamma-ray pulsar population
费米伽马射线太空望远镜已经发现了许多伽马射线天体，既有射电大声的天体，也有射电安静或射电微弱的天体，这些天体是通过盲期搜索确定的。后者可能具有源自磁层高海拔的伽马射线束，导致与无线电波束很少或没有重叠。高能辐射的指数截止也表明伽马射线起源于中海拔或高海拔地区。人口合成提供了手段来研究两个互补方面的伽玛射线脉冲星人口：能量和光变曲线形态。后者（峰多重性、位置、分离、不对称性等）可用于约束射束的几何形状（它们在开放磁层内的起源、辐射区域随脉冲星功率和年龄的演变.）。它也可以用来约束的加速器模型的框架内的脉冲星的准直性和方向。我们提出了新的模拟和光变曲线分析的初步结果表明，费米脉冲星的样本保留了大部分的几何信息的父伽马射线脉冲星人口。
2010-02-01 astro-ph.HE
Beaming of polarized radiation in subcritical X-ray pulsars
Ioffe Institute（约费研究所）；Space Research Institute RAS（俄罗斯科学院空间研究所）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；University of Oxford（牛津大学）
研究亚临界X射线脉冲星中辐射束射机制，通过数值求解流体动力学与辐射传输方程，考虑共振Compton散射和真空极化，分析不同吸积率、光子能量和极化状态下的束射模式及光变曲线。
2026-04-01 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
The emission geometry of pulsars with interpulses
利用FAST观测23颗中介脉冲脉冲星并以RVM分析偏振轮廓，确定其磁极来源、光束填充因子及主脉冲与中介脉冲的辐射高度差异。
2025-03-18 astro-ph.HE
Nonbirefringent model of orthogonal polarization modes in radio pulsars - New view on S swing and mode structure in pulsar beam
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）
本文提出基于非相干叠加的二维偏振模型，仅用单一本征模式即可解释射电脉冲星中的正交偏振轨道、模式分离及S型摆动，表明RVM参数反映辐射区几何而非偶极磁场。
2026-09-11 astro-ph.HE
$\texttt{AXP4}$, a Numerical Simulator of Pulse Profiles for Binary Accreting X-ray Pulsars $-$ I: Beam Geometries
本文介绍数值模拟器AXP4，通过高分辨率模拟和外推发射函数，结合广义相对论光弯曲和引力红移效应，生成双星吸积X射线脉冲星的脉冲轮廓，并探讨爱因斯坦环产生的可能性。
2024-12-18 astro-ph.HE
IC model of pulsar high energy emission
我们讨论了脉冲星高能辐射是通过逆康普顿机制产生的越来越多的证据。我们再现的宽带光谱的螃蟹脉冲星，从紫外线到非常高的能量伽马射线-近十年的能量，在回旋自康普顿模型的框架内。发射是由两个逆流光束内的外部间隙，在距离以上~ 20 NS半径。向外移动的射束通过多普勒增强器回旋加速器发射产生UV-X射线光子，并且通过康普顿散射由向内行进的射束产生的回旋加速器光子产生GeV光子。散射发生在深层克莱因-西名制度，从而IC组件提供了一个直接测量磁层内的粒子分布。所需的等离子体多重性很高，约为10^6-10^7，但与注入脉冲星风星云的平均粒子通量一致。
2012-09-11 astro-ph.HE
Post-correlation beamformer for time-domain studies of pulsars and transients
我们提出了一个详细的分析后相关波束形成（即波束形成只涉及相位总和的相关性的不同天线的电压在一个阵列），并比较它与传统上使用的非相干和相位波束形成技术。使用的数据从GMRT，我们表明，后相关波束形成的结果在一个许多倍的增加，在信号噪声的周期性信号，从单脉冲事件，如快速射电暴（FRB）的假触发的数量减少了几个数量级。这种差异主要是因为后相关波束包含较少的红噪声以及较少的射频干扰。后相关光束也可以比非相干或相控阵光束更容易校准。我们还讨论了两种不同的后相关波束形成模式，即（1）从相干光束中减去非相干光束和（2）相位相加的相干光束。这两个波束形成技术的计算成本，以及它们的适用性的研究的雷达和FRB进行了讨论。这里讨论的技术将是所有即将到来的调查与干涉阵列的兴趣。最后，我们描述了一个时域调查与GMRT使用后相关波束形成作为案例研究。我们发现，后相关波束形成将提高目前的GMRT时域调查的灵敏度的约2倍，周期为几百毫秒的雷达，甚至更慢的雷达的许多倍，使其成为最敏感的调查雷达和FRB在低和中射频。
2018-08-03 astro-ph.HE astro-ph.IM
Asymmetry of bifurcated features in radio pulsar profiles
高质量的综合无线电配置文件的一些卫星包含分叉，高度对称的发射组件（BEC）。当我们的视线穿过一个分裂的扇形发射光束时，它们就被观察到了。它示出，通过这样的光束的斜切口，功能出现在几乎所有的频率不对称，除了从一个单一的“对称频率”nu_sym，在BEC的两个峰值具有相同的高度。在nu_sym附近，BEC的两个峰中的通量比以类似于J1012+5307的多频行为的方式演变。由于视线的斜向移动所导致的固有不对称性，双切口中的每个最小值可以独立地建模。如果拟合函数是正交偏振模式下的曲率辐射的微观光束，则这样的组合模型再现了B1929+10的双凹口。这些结果证实了我们的观点，即在射电脉冲星配置文件中的一些双分量直接揭示了发射的辐射束的微观性质的曲率辐射的微束极化正交的电子的轨迹。
2012-04-02 astro-ph.HE
A Fan Beam Model for Radio Pulsars. I. Observational Evidence
我们提出了一个新的射束模型的基础上的情况下，宽带和相干发射的二次相对论粒子，因为他们沿着磁通管在偶极磁场中移动，形成一个径向扩展的子束具有独特的属性。整个无线电波束可以由若干子波束组成，形成扇形图案。当只有一个或几个通量管处于工作状态时，扇形束变得非常不规则。该模型在束流结构、脉冲宽度与入射角$β$（视线与磁极的夹角）的关系、发射强度与束角半径的关系等方面与圆锥束模型有本质区别。这个模型的证据来自于观测到的岁差双星的斑片状光束和对64颗双星样本发现的三种统计关系，其中$β$主要通过用旋转矢量模型拟合偏振位置角数据来约束。在适当的假设下，扇形束模型可以再现10%峰值脉宽与$|β|$的关系，辐射强度与$|β|$的关系，以及$|β|$随脉冲星距离散点图的上边界线。本文研究了一个假定窄带辐射来自一个或几个通量管的极端斑片束模型，发现它不可能是一个普遍的模型。讨论了扇形束模型对射电和伽玛脉冲星星族和射电偏振研究的意义。
2014-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
TRAPUM search for pulsars in supernova remnants and pulsar wind nebulae -- I. Survey description and initial discoveries
TRAPUM项目用MeerKAT望远镜以干涉波束形成技术搜寻超新星遗迹等关联脉冲星，发现两颗新脉冲星，助力理解中子星诞生率与年轻脉冲星能量学。
2024-05-20 astro-ph.HE
Accreting magnetars: linking ultraluminous X-ray pulsars and the slow pulsation X-ray pulsars
吸积磁星的可能表现进行了讨论。结果表明，在吸积低磁场磁星的情况下，可以理解四个超亮X射线星体。NGC 300 ULX 1脉冲星可能比其他源具有更高的偶极磁场。对它们的质量吸积率的一般约束证实了它们的超爱丁顿性质。得到了它们的聚束因子的下限。他们似乎没有强烈的光芒。ULX突发状态的占空比也可以受到其定时观测的约束。ULX星系在长期内可能处于吸积平衡状态。在爆发过程中，它们会加速旋转，并从先前的平衡态运行到新的平衡态。最慢的推流X射线脉冲星AX J1910.7+0917可能是一颗质量吸积速率较低的吸积磁星。ULX磁星、慢脉动X射线磁星都可能是吸积速率不同的吸积磁星。总结了吸积磁星的七种可能的特征。
2018-11-02 astro-ph.HE
Detection of pulsar beams deflected by the black hole in Sgr A*: effects of black hole spin
一些银河系模型预测在我们的银河系中心附近有大量的射电望远镜。来自这些恒星的光束可能会被认为位于银河系中心的超大质量黑洞（SMBH）强烈偏转并到达地球。早期的工作假设史瓦西SMBH提供了边际机会，观察这种奇异的现象与目前的望远镜和良好的机会与未来的望远镜。这里我们计算旋转SMBH的可观测性几率。我们发现，观测的估计不受SMBH自旋的影响，但偏转脉冲的脉冲星定时分析可能能够提供一个估计的中心黑洞的自旋。
2012-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Monte-Carlo simulations on possible collimation effects of outflows to fan-beamed emission of ultraluminous accreting X-ray pulsars
脉动超铝X射线源（PULXs）是一种吸积星，其表观X射线亮度超过$10^{39}\, \rm erg\ s^{-1}$。我们用蒙特卡罗模拟研究了在存在吸积流出时，高准直效应（或强聚束效应）是否对脉冲X星中中子星吸积柱的扇形束辐射起主导作用。我们发现，附近的三个脉冲X（RX J0209.6 $-$ 7427，斯威夫特J0243.6+6124和SMC X-3），即这里的三个火枪手，有他们的主要脉冲发射没有强烈的准直，即使强流出存在。这个结论可以扩展到目前的河外PULX样本，如果吸积外流通常是从它们产生的。这意味着观测到的PULX的高亮度确实是内在的，这可以用来推断$\sim10^{13-14}$ G存在非常强的表面磁场，可能是多极场。然而，如果由于辐射压力导致的吸积盘球形化，从PULX中的吸积盘发射出强烈的外流，则可能需要$\sim10^{12}$ G的规则偶极磁场，与三个火枪手的磁场相当，它们经历了从远低于爱丁顿极限的巨大光度变化（NS为$2\times10^{38}\, \rm erg\ s^{-1}$）到超级爱丁顿，它们的最大光度填补了银河系外的PULX和银河系外的PULX之间的光度差距。
2022-11-15 astro-ph.HE
On the beam properties of radio pulsars with interpulse emission
在恒星的典型图像中，无线电辐射来自于一个以恒星磁轴为中心的狭窄圆锥体，但许多基本细节仍然不清楚。我们使用高质量的偏振数据与帕克斯射电望远镜约束的几何形状和发射高度的脉冲间发射的恒星，并包括在主和脉冲间的发射高度可能是不同的可能性。我们表明，发射高度是低的光束的中心，通常小于3%的光圆柱半径。发射光束在纵向上填充不足，平均轮廓宽度仅为最大光束宽度的60%，并且强烈偏好可见光发射位于光束的尾部。我们显示出大量的证据表明，发射高度是较大的光束边缘比在光束中心。有一些迹象表明，扇形发射光束比锥形结构更好地解释了数据。最后，在主脉冲和脉冲间轮廓中的圆偏振的手性之间存在强相关性，这意味着圆偏振的手性由可见光发射的半球决定。
2019-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hybrid Pulsar-Magnetar Model for FRB 20191221A
我们发现，216.8 $\pm$ 0.1 ms的周期性报告的快速射电暴（FRB）20191221 A是非常约束的突发模型。高精度的爆发周期性（优于1/10 $^3$）和2\%的占空比（爆发持续时间和爆发间隔的比率），建议一个脉冲星样的旋转光束模型的观察活动;无线电波产生沿开放领域线内$\sim 10^7$厘米的中子星表面，和光束周期性地扫过观察者作为恒星旋转。根据这张照片，FRB 20191221 A是一个因子$\sim 10^{12}$放大版的银河系恒星，有一个主要的区别：而恒星将旋转动能转换为电磁波，20191221 A的爆发需要将磁能转换为辐射。
2023-01-05 astro-ph.HE
Wave dispersion in pulsar plasma: 3. Beam-driven instabilities
假设背景等离子体和束流都是相对论性的Jüttner分布，考虑了脉冲星等离子体中束流驱动的不稳定性。在背景的静止坐标系中，唯一能满足共振条件的波是在一个微小的略低于光速的相速度范围内。的增长率的动力学（或微波激射器）版本的弱光束不稳定性是远远小于已被估计为相对论流高斯分布，并讨论了其原因。反应型弱束不稳定性的增长率按常规方法处理。将所得结果与精确计算结果进行了比较，发现近似解与精确解并不一致。我们的结论是，合理的参数，有没有反应版本的不稳定性。脉冲星坐标系中的增长率比背景等离子体的静止坐标系中的增长率小一个因子$2γ_{\rm s}$，其中$γ_{\rm s} = 10^2 {\rm -} 10^3$是背景等离子体的体运动的洛伦兹因子，这进一步限制了有效波的增长。基于这些结果，我们认为，束驱动波的增长可能在脉冲星射电辐射中没有作用。
2019-06-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Tied-Array Beam Localisation of Radio Transients and Pulsars
像MeerKAT这样的多元件干涉仪具有高时间分辨率和宽视场，为进行实时、非目标瞬态和脉冲星搜索提供了理想的机会。然而，由于数据存储的限制，它并不总是可行的存储所需的基带数据图像的领域发现的瞬态或脉冲星。这限制了调查有效定位其发现的能力，并可能限制后续科学的机会，特别是像一些快速射电暴（FRB）这样的一次性事件。在这里，我们提出了一种新的最大似然估计方法来定位瞬态和瞬态检测在多个MeerKAT捆绑阵列波束一次，我们称之为捆绑阵列波束定位（TABLo），以及Python实现的方法命名为SeeKAT。我们提供了SeeKAT的使用以及蒙特卡洛分析的真实世界的例子，以表明它能够将波束形成的MeerKAT数据中检测到的单脉冲定位到（分）弧秒精度。
2023-02-20 astro-ph.HE astro-ph.IM
Bright X-ray Pulsars: how outflows influence beaming, pulsations and pulse phase lags
在X射线吸积盘（XRP）中，极端的吸积导致从吸积盘内部发射出辐射驱动的外流。外流通过几何光束影响XRP的表观光度及其脉动。我们使用蒙特卡罗模拟模拟几何波束和脉冲形成过程。我们证实了我们先前的陈述，即由于X射线光子的准直而引起的亮度的强放大与大的脉冲分数不一致。考虑到可能的高流出速度（$\sim 0.2c$）引起的相对论性像差并不影响这一结论。我们证明了光束的原因，相位滞后的脉动。在由外流形成的吸积腔的开口角内，相位滞后往往对观察者的视角敏感。外流几何形状的变化和相位滞后的相应变化可能会影响明亮的X射线谱仪和ULX中脉动的可探测性。我们推测这种强的几何聚束现象与多光子反射对吸积腔腔壁产生的大的辐射压力有关。我们预计，质量损失率限制几何光束：强光束成为可能，只有在足够大的分数质量损失率从光盘。
2022-11-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Light-curve modelling constraints on the obliquities and aspect angles of the young Fermi pulsars
在四年多的观测中，费米卫星上的大面积望远镜已经确定了80多颗年轻恒星的脉冲$γ$射线发射，提供了具有高统计数据的光变曲线。用几何模型拟合观测值可以提供磁密度$α$和方位角$ζ$的估计，从而产生辐射聚束因子和光度的估计。使用$γ$射线发射几何（极帽，槽隙，外隙，单极焦散）和无线电发射几何，我们适合$γ$射线光变曲线的76个年轻的恒星，我们共同适合他们的$γ$射线加无线电光变曲线时，可能的。我们发现，联合无线电加上$γ$射线拟合策略是很重要的，以获得（$α$，$ζ$）估计，可以解释同时无线电和$γ$射线发射。中高空磁层模型，槽隙，外隙，和单极焦散，有利于解释的意见。我们没有发现$α$在一百万年的时间尺度上的进化。对于所有的发射几何形状，我们推导出的$γ$ -射线聚束因子一般小于1，并不显着演变的自旋下降的权力。一个更明显的聚束因子与自旋下降功率的相关性，观察到槽隙模型和无线电安静的卫星和外隙模型和无线电大声的卫星。对于所有的模型，$γ$ -射线光度和自旋下降功率之间的相关性是一致的平方根依赖。利用我们的聚束因子得到的$γ$射线亮度不超过自旋下降功率。这表明，假设所有物体的聚束因子为1，就像其他研究中所做的那样，可能高估了实际值。数据显示脉冲星光谱特性和加速器间隙的宽度之间的关系，这是一致的理论预测的槽隙模型。
2014-11-18 astro-ph.HE
Pulsar bi-drifting: implications for polar cap geometry
多年来，人们一直认为脉冲星的射电辐射是令人困惑的，它被认为是由一个循环的子束传送带产生的，它如何产生PSR J 0815 +09和最近的PSR B1839-04所证明的漂移带，它们同时向相反的方向漂移。在这里，我们建议，这些旋转木马，因此他们的光束，不是圆形的，而是椭圆形的轴倾斜的基准面。我们表明，某些相对不寻常的视线可以导致双漂移观察，并提出了两个已知的范例的模拟。虽然双漂移是罕见的，非圆形光束可能是常见的，在棱镜和揭示自己的轮廓质心从基准平面由偏振位置角摆动确定位移。它们还可能导致具有不对称和频率依赖分量演变的轮廓。进一步建议旋转木马可以改变其倾斜特定的金额，后来扭转他们。这可能会突然发生，伴随着模式的改变（例如PSR B 0943 +10），或者更缓慢和短暂，如在“耀斑”模式中（例如PSR B1859+07）。一系列脉冲星行为（例如PSR B 0818 -41和B 0826 -34的漂移模式）也可能是具有不同方向的非圆形旋转木马的结果。这些旋转木马的基本性质-无论是专门产生的极冠物理或磁层效应驱动-进行了简要讨论。
2016-10-04 astro-ph.HE
Analyzing X-Ray Pulsar Profiles: Geometry and Beam Pattern of EXO 2030+375
瞬态Be/X射线双星EXO 2030+375的脉冲轮廓显示出强烈的能量依赖性，以及对它的光度状态，并在形状上是不对称的。我们想要识别脉冲发射中两个磁极的发射成分，以了解中子星的几何形状及其光束模式。我们利用脉冲轮廓分解方法，使我们能够找到两个对称的脉冲轮廓从磁极的中子星。这些单极脉冲轮廓的对称性特征给出了关于中子星的磁极相对于其旋转轴的位置的信息。通过对脉冲剖面的分解，我们发现了EXO 2030+375中中子星的一种可能的几何结构，这表明在中子星的公转过程中，一个极比另一个极更靠近视线，两极在视界后面消失了一小段时间。相当大一部分辐射来自一个磁极面对观测者时的晕，以及另一个磁极在中子星后面时的吸积流，但引力线弯曲使辐射对我们可见。
2010-04-27 astro-ph.HE
Milky Way globular clusters in gamma-rays: analyzing the dynamical formation of millisecond pulsars
球状星团（GC）是一个演化的恒星系统，包含了大量的毫秒双星（MSP），它们是有效的伽马射线发射体。这种发射的观测可以被用来作为一个强大的工具，探索动力学过程，导致在GC的二元系统的形成。在这项工作中，9年的费米大面积望远镜的数据被用来调查从银河系中的所有GC的伽马射线发射。发现23个γ射线亮星团，其中2个以前从未报道过。有人还发现，磁制动可能有一个较小的影响，在富含金属的GC中的二元系统的形成率比以前建议的，而一个大的值的两体相遇率似乎是一个必要条件。第一次结合伽马射线数据探索了每一个形成的双星的相遇率的影响，证明如果这个数量非常高，双星系统将在有时间演化成MSP之前被摧毁，从而减少GC中MSP的总数。即使对于光学范围约为0.5度的星团，也没有发现扩展发射;它们都是空间上与GC的光学核心一致的点状源，支持了先前的X射线结果，即较重的物体通过动力学摩擦沉入星团的核心。外推这些结果超紧凑的矮星系的可能性进行了讨论，因为这些系统被认为是GC和矮星系之间的中间情况。
2019-03-27 astro-ph.HE
A Log-Uniform Initial Magnetic Field Distribution Explains Pulsar and Magnetar Populations through Magnetic Inclination Alignment
The University of Tokyo（东京大学）；The Open University of Israel（以色列开卷大学）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）
通过分析磁倾角对齐时间尺度与磁场强度的关系，证明脉冲星与磁星观测磁场分布差异可由磁倾角对齐自然解释，并重建初始磁场分布为对数均匀分布。
2026-06-18 astro-ph.HE
The FAST Galactic Plane Pulsar Snapshot Survey: III. Timing results of 30 FAST-GPPS discovered pulsars
本研究利用FAST望远镜的计时观测数据，为30颗新发现脉冲星和13颗已知脉冲星获取计时解，更新星历表并首次获得相位相干计时结果，发现特殊脉冲星并叠加数据得到最佳脉冲轮廓。
2023-10-11 astro-ph.HE
The Galactic Population of Young Gamma-ray Pulsars
我们已经模拟了银河系的年轻恒星人口，并与费米LAT样本进行了比较，限制了这些自旋动力物体的出生特性，光束和演化。利用与观测到的自旋和脉冲特性分布相一致的定量检验，我们发现短诞生周期P_0 ~ 50 ms和产生于外磁层的γ射线束是强优先的。模拟的无线电探测和无线电安静的对象的相对数量与数据吻合得很好。虽然样本是本地的，外推到整个银河系意味着伽玛射线脉冲星出生率1/（59年）。这被证明是在很好的协议与估计的银河系核心崩溃率和当地密度的OB恒星祖先。如果费米LAT观测持续10年，我们给出了预期的年轻脉冲星探测的数量的预测。与尚未解决的毫秒星的潜在重大贡献相比，我们发现年轻的毫秒星对银河伽马射线背景的贡献很小。
2010-11-24 astro-ph.HE
Refining pulsar radio emission due to streaming instabilities: Linear theory and PIC simulations in a wide parameter range
解释脉冲星射电相干辐射的几个重要机制依赖于脉冲星磁层中相对论对等离子体的流（或束）不稳定性。然而，仍然不清楚流不稳定性本身是否足以解释观测到的相干无线电发射。由于脉冲星磁层中存在的相对论条件，动力学不稳定性可能会被淬灭。此外，关于特定模型相关参数的不确定性阻碍了关于这个问题的结论。我们的目标是限制可能的参数范围内的流不稳定性可能导致脉冲星无线电发射，重点是强和弱光束模型之间的过渡，光束漂移速度，以及温度依赖性的光束和背景等离子体成分。我们解决了一个线性相对论动力学色散关系适合脉冲星的条件下，在一个更一般的方式比以前的研究，考虑更广泛的参数范围。通过与相对论动力学粒子模拟（PIC）的比较，验证了分析结果。我们得到的增长率作为背景和光束密度，温度和流速的函数，同时找到一个显着的协议的线性色散预测和数值模拟结果在很宽的参数范围内。单调增长被发现时，增加的光束与背景的密度比。随着束流速度的增加，生长速率先增加，达到最大值，然后在较高的束流速度下再次减小。一个单调的依赖于等离子体温度被发现，表现在一个渐近行为时，达到较冷的温度。通过计算分数带宽，我们证明了所产生的波是相位相干的。我们提供了一个明确的参数范围内的等离子体条件，有效的脉冲星无线电发射。
2021-03-22 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A new model for nulling and moding in radio pulsars
射电望远镜的单脉冲行为通常用射电波束的ExB漂移来解释。结果表明，射电亮区的反对称排列可以产生几种观测到的单脉冲现象：子脉冲调制相位的半周跳变、左-右-中间子脉冲序列以及核心主导和锥主导脉动模式之间的切换。几何体也可以产生零化，包括零星的和多模态的。该模型意味着，无线电安静间隔，分离主脉冲和脉冲间PSR B 0826 -34对应于无线电波束的方位角休息，而不是余纬度休息。
2022-03-10 astro-ph.HE
Geometry of radio pulsar signals: The origin of pulsation modes and nulling
射电双星表现出巨大的单脉冲行为的多样性，包括脉冲模式的突然变化和在数十或数百个旋转周期的时间尺度上发生的零化。这些脉动看起来既混乱又准规则，这阻碍了几十年来对它们的解释。在这里，我表明，单脉冲的伪混沌的复杂性是由一个相对简单的无线电波束，具有可追溯到磁层电荷分布的扇区结构的看法。扇形光束的慢ExB漂移，当通过视线采样时，产生从观测中已知的经典漂移周期折叠模式。光束的漂移方位区域产生脉动模式的变化，以及漂移和恒星自旋之间的拍频时间尺度上的模间和零星零化。因此，轴对称的锥形射束只是一种表面的几何错觉，脉冲星射束的标准旋转木马模型并不适用。该光束表明一种粒子流结构，该结构涉及可能向内发射的向内运动。
2021-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandra pulsar survey (ChaPS)
利用钱德拉高级CCD成像光谱仪的高灵敏度，我们对以前在X射线中未检测到的恒星进行了快照调查。我们发现了12颗恒星，并为11颗恒星建立了深通量极限。利用这些新的结果，我们重新审视了X射线光度L_psr_x和自旋下降功率Edot之间的关系。我们发现，所获得的限制进一步增加了极大的非热X射线效率，eta_psr_x=L_psr_x/Edot，其中一些现在低于1 e-5。这种扩散不能用已知的距离或脉冲星辐射来解释。我们还发现了L_psr_x对Edot的依赖性被打破的证据，使得在Edot<~ 1 e34 - 1 e35 erg/s时，双光子晶体的X射线效率变得更高。我们研究的伽马射线光度，L_psr_g，和Edot，表现出较小的散射相比，在X射线之间的关系。这证实了X射线效率的巨大差异不能仅仅用射束来解释，因为伽马射线发射通常被认为比X射线发射更强。有趣的是，在Edot~ 1 e35 erg/s时，L_psr_g（Edot）依赖性也有中断的迹象，较低Edot的γ射线效率变得较低。我们还研究了Chandra观测到的一个γ射线双星样品的L_psr_f/L_psr_x比值随Edot的变化，发现它在Edot~ 1 e35 erg/s处达到峰值，这表明破裂不可能起源于测量不好的距离。我们讨论了我们的研究结果对现有模型的磁层发射和场地进一步探索的影响。
2012-02-17 astro-ph.HE
Follow-up of 27 radio-quiet gamma-ray pulsars at 110-190 MHz using the international LOFAR station FR606
费米大面积望远镜已经探测到超过260个伽马射线天体。其中大约四分之一被标记为无线电安静。在非循环伽马射线源中，无线电宁静源的比例更高，约为一半。大多数伽玛射线暴的射电观测都是在300 MHz和2 GHz之间的频率进行的。然而，脉冲星的射电通量随着频率的降低而迅速增加，它们的射电束往往在低频处变宽。因此，即使在300兆赫以上没有检测到无线电通量，这些辐射中的一些可能在低射频下也是可检测的。我们的目标是用低频射电观测来检验这一假设。我们用国际低频阵射线站FR606在单站模式下观测了27个费米发现的γ射线源。我们使用LOFAR高频段天线（HBA）频段（110 - 190 MHz）。平均而言，我们使用9小时的观察每个目标后，删除受影响的数据集，导致在1 - 10毫焦耳的顺序脉冲平均通量的灵敏度。我们没有检测到来自27个来源中任何一个的无线电脉动，并且我们对它们的低频无线电通量建立了严格的上限。这些未检测到的情况与从其他频率的无线电观测中得出的上限兼容。我们还从伽马射线剖面确定了行星的几何形状，以确定低频无线电波束预计将穿过地球的行星。这组观测结果提供了27个无线电宁静伽马射线天体在150 MHz处通量密度的最具约束力的上限。尽管在低射频下会出现波束展宽，但我们的大多数未探测到的现象可以用不利的观测几何结构来解释;对于其余的观测，特别是那些在较高频率下探测到的类星体，未探测到与灵敏度不足是一…
2021-08-03 astro-ph.HE
Frequency evolution of pulsar emission: Further evidence for fan beam model
National Astronomical Research Institute of Thailand（泰国国家天文研究所）；Australia Telescope National Facility, CSIRO（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；University of Southampton（南安普顿大学）；OzGrav: The ARC Centre of Excellence for Gravitational-wave Discovery（OzGrav：ARC引力波发现卓越中心）；SKAO（平方公里阵列射电望远镜）；CSIRO；The University of Manchester（曼彻斯特大学）
研究通过分析脉冲星发射频率变化，发现其发射高度与频率关系不明确，提出扇形束或斑点结构更可能解释其行为多样性。
2025-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the spectrum of the pulsed gamma-ray emission from 10MeV to 400GeV of the Crab pulsar
本文用自洽理论解释蟹状星云脉冲星甚高能脉冲辐射的VERITAS观测。10 MeV ~ 400 GeV的光子能谱可用两个幂律函数描述，谱指数分别为2和3.8。10 MeV以上的脉冲辐射源被假定为同步辐射，它是在回旋不稳定性的准线性阶段在光柱附近产生的。发射粒子是洛伦兹因子高达$10^{9}$的原束电子。由于离心诱导的朗缪尔波的朗道阻尼，束粒子应该达到如此高的能量。这种机制提供了同时产生低（无线电）和高能量（10 MeV-400 GeV）的光柱尺度的发射，在脉冲星磁层的一个位置。
2012-08-09 astro-ph.HE
The SPOTLIGHT Pulsar Search Pipeline: A GPU-Accelerated FFT Approach
National Centre for Radio Astrophysics (NCRA)（国家射电天文中心）；Indian Institute of Science Education and Research (IISER)（印度科学教育与研究学院）；Silesian University in Opava（奥帕瓦西里西亚大学）；Oxford e-Research Centre (OeRC), University of Oxford（牛津大学牛津电子研究中心）；Tata Institute of Fundamental Research (TIFR)（塔塔基础研究所）；International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), Curtin University（科廷大学国际射电天文学研究中心）
介绍SPOTLIGHT的脉冲星搜索组件，其为uGMRT上的GPU加速通用后端。开发基于FFT的可扩展搜索管道，结合多种技术。经估计可发现约450颗新脉冲星，管道已验证，展示了通用脉冲星调查潜力，是SKA时代相关搜索先驱。
2026-07-13 astro-ph.HE
An accretion model for the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61
我们提出AXP/SGR的静态发射是由来自回退盘的吸积提供动力的，需要10^{12}-10 ^<$13} G范围内的磁偶极场，并且它们的X射线光谱的发光硬尾是由吸积柱底部附近的辐射激波中的体运动康普顿化产生的。这种辐射以扇形光束的形式逃逸，部分被极冠光球层吸收，将其加热到相对较高的温度。散射分量和极盖的热发射形成极射束。我们测试我们的模型上研究的AXP 4U 0142+61，其能量依赖的脉冲轮廓显示双峰，我们归因于扇形和极束。光球层的温度（kT~ 0.4keV）可以用加热效应来解释。散射部分在极射束中形成硬分量。我们认为，与其他年轻中子星相比，AXP/SGR极冠的高温是由于扇形束加热的结果。利用扇形束和极束的成束函数，并考虑引力弯曲，拟合了与能量有关的脉冲轮廓，得到了倾斜角、自旋轴与磁偶极子轴的夹角以及辐射激波在恒星表面上方的高度。我们没有解释高光度爆发，这可能是由经典磁星机制在超强多极场中产生的。
2012-12-21 astro-ph.HE
Fan beamed X-ray emission from 1 keV to above 130 keV from the ultraluminous X-ray pulsar RX J0209.6-7427 in the Small Magellanic Cloud
我们详细介绍了2019年大爆发期间小麦哲伦星云中瞬态X射线脉冲星RX J0209.6 $-$ 7427的时间和光谱分析。它的距离比大多数银河系X射线星体更远，它的峰值亮度被确定为\it;因此它是一个脉冲超亮X射线源（PULX）。由于\textit{Insight} -HXMT的宽能带，它的脉冲X射线发射被检测到从1 keV到130 $-$ 180 keV带，这是从银河系以外的任何PULX检测到的最高能量发射。这使我们能够得出结论，它的主要脉冲X射线发射来自吸积柱的“扇形束”，因此它的光度是内在的。我们还估计它的磁场（4.8 $-$ 8.6）$\times10^{12}$ G或（1.7 $-$ 2.2）$\times10^{13}$ G，从它在爆发期间吸积柱结构中的自旋演化或跃迁;我们认为磁场强度的两个值对应于中子星的偶极和多极磁场，类似于最近在银河系PULX Swift J0243.6+6124中的发现。因此，中子星的性质及其ULX辐射可以在当前吸积中子星的理论框架内理解。这可能对理解那些更远的河外PULX的性质有影响。
2022-08-31 astro-ph.HE
Analyzing the Galactic pulsar distribution with machine learning
我们探索通过机器学习推断银河系中子星种群属性的可能性。特别是，在本文中，我们专注于他们的动力学特性，并表明，人工神经网络是能够估计高精度的参数，控制当前的位置的一个模拟人口的mockpopulationsofmartars。为了这个目的，我们实现了一个简化的人口合成框架（选择偏差在这个阶段被忽略），并集中在出生踢速度分布和出生距离银河平面的分布。通过改变这些并及时发展脉冲星轨迹，我们生成了一系列用于训练和验证适当结构的卷积神经网络的模拟。我们证明，我们的网络是能够恢复的参数，约$10^{-2}$的平均相对误差的踢速度和银河系的高度分布。我们讨论了我们的理想化的方法的局限性，并研究了一个玩具问题，引入选择效应的现象学的方式，将观察到的自行216孤立的行星。我们的分析强调，将具有精确自行测量的中子星样本增加$\sim$ 10倍，这是平方公里阵列未来的突破之一，我们可能成功地通过机器学习以高精度约束银河系中中子星的出生空间和反冲速度分布。
2021-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The spectral and beaming characteristics of the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61
AXP和SGR构成了年轻中子星的特殊群体，它们被认为是磁星，即，具有超强磁场（10^14 - 10^15 G）的中子星。假设AXP和SGR从回退盘吸积物质，我们试图解释AXP 4U 0142+61的能量依赖的脉冲轮廓，以及它的相位依赖的能谱。在回退盘模型中，沿吸积漏斗的汤姆逊光学厚度是显着的和整体运动康普顿有效地运作。这是增强了共振回旋散射。这样散射的光子主要侧向逃逸并产生扇形束，其被检测为能量高达~160 keV的主脉冲。来自恒星表面的近似各向同性的辐射（软热光子和反射的硬X射线）被检测为次级脉冲。这个次级脉冲在能量约为60 keV时出现了一个突起，这可以解释为中子星表面扇形束光子的共振回旋散射，意味着偶极磁场强度B ~7 x 10^12（1+z）G，其中z是引力红移。我们的模型解释了4U 0142+61的软、硬X射线谱及其与能量相关的静态发射脉冲轮廓，而短爆发是由于在超强多重场中发生的磁星型过程。
2010-11-07 astro-ph.HE
The impact of spin-kick alignment on the inferred velocity distribution of isolated pulsars
年轻的孤立恒星的速度通常是在假设未观测到的径向速度不是特殊的情况下，从它们在天空平面上观测到的二维速度推断出来的，即，测量的二维速度是完整三维速度的各向同性投影。然而，如果脉冲星的自旋优先与反冲对齐，那么观察者相对于脉冲星速度矢量的视角实际上是特殊的，因为自旋的方向影响脉冲星的可探测性。这意味着可观测卫星的二维速度测量不是各向同性投影，这影响了对三维速度的推断。我们估计这种影响，并得出结论，它可能会导致一个~15%的系统高估中子星出生踢，如果年轻的中子星有高的自旋角和窄束，但确切的校正因子取决于束自旋和自旋踢错位角和束宽度的分布。
2023-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitomagnetism and Pulsar Beam Precession near a Kerr Black Hole
旋转的黑洞由于大地和重力磁场的框架拖曳效应，导致附近脉冲星的自旋轴进动。我们在这里的理论工作的目的是探索这种自旋进动如何改变地球上接收脉冲的速率。为此，我们得到了完整的演化的光束矢量的赤道圆形轨道上的克尔时空中的运动的恒星，相对于渐近固定的观察者。我们继续建立这样的自旋进动效应可以显着修改所观察到的脉冲频率，具体来说，我们发现，所观察到的脉冲频率急剧上升的轨道收缩，潜在地提供了一种新的方式来定位克尔黑洞的视野，即使观察的时间很短。我们还讨论了检测亚毫秒脉冲星，脉冲星零，准周期振荡，多峰脉冲星傅立叶轮廓和克尔黑洞如何可能被区分裸奇点的影响。
2019-09-26 astro-ph.HE gr-qc hep-th
The nature of pulsar radio emission
一些双星的高质量平均射电剖面在发射和吸收方面都表现出高度对称的双重特征。结果表明，这两种类型的功能所产生的分裂扇形束的异常模式曲率辐射（CR），发射/吸收的径向延伸流的磁层等离子体。由于在流的平面中没有发射率，当我们的视线通过平面时，这样的光束产生分叉发射分量（BFC）。以这种方式产生的双分量的一个独特的例子是5 ms脉冲星J1012+5307的平均剖面。我们表明，该组件确实可以很好地拟合的教科书公式的非相干光束的曲率辐射的极化状态，是正交的电子轨迹的平面。所观察到的BFC的宽度随着频率的增加而减小，其速率证实了曲率的起源。同样，双吸收功能（双凹口）产生的异常模式CR的同一束，当它被薄等离子体流遮蔽。CR产生分叉扇形光束的固有性质解释了非常自然的几何形状的双重特征，并暗示了脉冲星射电辐射的曲率起源。（略）
2009-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Understanding the radio beam of PSR J1136+1551 through its singlepulses
脉冲星轮廓的频率加宽通常归因于在脉冲星表面以上更高的高度产生的较低频率;所谓的半径到频率映射。观测者对脉冲星辐射的看法是通过3D磁层的1D切割：我们只能看到沿着我们视线指向的辐射。然而，通过比较位于不同相位的许多单脉冲的频率演化，我们可以建立对有源发射区形状的理解。我们使用巨型米波射电望远镜观测到的单脉冲来研究PSR J1136+1551的发射区域，并测试半径到频率的映射。假设发射产生的切线的磁场线和每个发射频率对应于一个单一的高度，我们模拟了单脉冲轮廓的演变产生的规范锥形束模型和扇形束模型。将模拟结果与观测结果进行比较，我们得出结论，PSR J1136+1551的发射区可以用扇形束模型更好地描述。观察到的单一脉冲的轮廓加宽行为的多样性，可以解释沿不同的频率依赖的路径在磁层传播的正交偏振模式。
2019-07-30 astro-ph.HE
Radio emission across the entire rotation phases of pulsars
本文针对FAST观测到的脉冲星全相位弱射电辐射，建立了脉冲星磁层不同高度的偏振射电辐射模型，解释了主脉冲与中间脉冲之间持续辐射的产生机制及其偏振角变化规律。
2025-04-09 astro-ph.HE
Monte Carlo evaluations of gamma-ray and radio pulsar populations
本研究利用蒙特卡罗方法，基于射电脉冲星种群合成，评估七种γ射线光度模型对4FGL-DR4中类脉冲星未识别源的预测，发现四种模型匹配良好，并为后续射电搜索提供预测。
2025-06-18 astro-ph.HE
