Propeller outflows from an MRI disc
我们提出了轴对称模拟的MRI驱动吸积到一个快速旋转，磁化恒星吸积在螺旋桨制度的结果。恒星的磁层与恒星同步旋转，在圆盘-磁层边界形成离心屏障，阻止物质吸积到恒星上。相反，圆盘物质在圆盘-磁层界面处积聚，并缓慢扩散到内磁层，在那里它获得角动量，并作为外流迅速从系统中喷出。由于物质与磁层的相互作用，这种风是不连续的，并作为离散的等离子体团发射。如果抛射速率低于盘吸积速率，物质在盘-磁层边界的积累速度将超过抛射速度。在这种情况下，吸积到恒星上的过程是通过幕式吸积不稳定性进行的，在这种不稳定性中，物质积累的幕式之后是同时的吸积和喷射。在吸积阶段的这种不稳定性，其中物质流到恒星的漏斗流，我们观察到相应的上升流出率。在我们的模拟中观察到的吸积和喷射过程都是高度非平稳的。恒星经历强烈的自旋下降，由于耦合的恒星场与光盘和日冕，我们测量的自旋下降的时间尺度约为1万年的一个典型的CTTS在螺旋桨制度。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the magnetospheres of hot magnetic stars using ECME
我们讨论了电子回旋脉泽发射（ECME），观察到的高度圆偏振脉冲的形式，从几个热磁星。这种辐射是恒星风-磁场相互作用的表现之一。利用巨米波射电望远镜（Giant Metrewave Radio Telescope，GMRT）观测了四颗B/A型磁性恒星的ECME。目前，我们正试图了解ECME脉冲的某些特性及其对磁层等离子体的依赖性。本文简要地回顾了利用热磁星的ECME观测来推断宿主星某些物理性质的工作。最后，我们将讨论如何进一步利用这种现象来探测恒星磁层。
2019-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of the reflection spectra of SAX J1748.9-2021
我们报告了2015年爆发期间NuSTAR观测到的吸积动力毫秒X射线脉冲星SAX J1748.9-2021的光谱分析。光谱显示在$\sim 6.5$ keV处的宽发射线，线宽为$\sim 0.5$ keV，并且由于康普顿峰而超过$\sim 20$ keV。SAXJ1748.9 -2021的持续发射由具有$kT =0.62^{+0.03}_{-0.05}$ keV的软热分量和具有$kT_e=2.50^{+0.06}_{-0.03}$ keV的热康普顿化分量的组合来描述，所述热康普顿化分量从具有$0.30^{+0.08}_{-0.04}$的反射分数的盘反射。我们用自洽模型relxillCP模拟了反射谱，发现吸积盘的倾角为$32.3^{^\circ +4.8}_{-4.7}$，log $ξ$等于$3.05^{+0.40}_{-0.34}$。我们得到了内盘半径的上限为57 km，估计的两极磁场强度小于$3.4 \times 10^9$ G。这种对SAX J1748.9-2021反射谱的详细研究，特别是在10 keV以上，仅仅是因为源的高统计NuSTAR数据。
2018-10-16 astro-ph.HE
Dynamics of the Innermost Accretion Flows Around Compact Objects: Magnetosphere-Disc Interface, Global Oscillations and Instabilities
我们研究了磁层-盘系统中的全局非轴对称振荡模式和不稳定性，正如在中子星X射线双星中所预期的那样，也可能在吸积黑洞系统中。我们的二维磁层-圆盘模型由一个开普勒圆盘与一个均匀旋转的低等离子体密度磁层接触组成。在这种系统中存在两种类型的全局超稳模式，界面模式和盘惯性声学模式。我们研究了各种物理效应和参数，影响这些振荡模式的属性，特别是它们的增长率，包括磁层场的配置，速度和密度的对比，整个磁层磁盘接口，旋转配置文件（牛顿或广义相对论势），声速和磁场的磁盘。界面模式由瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性驱动不稳定，但可以由环向场（通过磁张力）和圆盘微分旋转（通过有限涡度）稳定。广义相对论通过改变磁层边界外的圆盘涡度来增加它们的增长率。界面模式也可能受到与椎间盘中的共转共振相关联的波吸收的影响。在磁层的存在下，惯性声学模式被有效地捕获在最里面的区域的相对论光盘外的接口。它们在共转共振时被波吸收而不稳定，但可以通过适度的圆盘磁场来稳定。本文所研究的超稳定振荡模式的特征性质，使它们可能的候选人的准周期振荡中观察到的X射线双星。
2012-03-13 astro-ph.HE
Probing burst-disc interaction and disc reflection in SAX J1808.4$-$3658 with NICER, XMM-Newton, and NuSTAR
Astronomy and Astrophysics Division, Physical Research Laboratory（天体物理学与天文学部，物理研究实验室）
利用NICER、XMM-Newton和NuSTAR对SAX J1808.4$-$3658的热核爆发进行研究，发现中子星光球半径扩展证据，并通过盘反射模型分析确定盘半径和倾角，同时发现1 keV发射线可能源自盘中冷气体的再处理。
2026-03-30 astro-ph.HE
Discovery of 1-5 Hz flaring at high luminosity in SAX J1808.4-3658
我们报道了在2008年和2011年的吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 - 3658爆发中，在\textit{Rossi X-ray Timing Explorer} ~mCrab观测到的峰值亮度附近的1- 5 ~Hz X射线耀斑现象。在这两次爆发中，这种高亮度的耀斑持续了$\sim$ 3天，并在1- 2小时的时间尺度上开关。耀斑可以直接在光变曲线中看到，在准规则分离处显示出尖锐的发射尖峰。在功率谱中，它产生一个宽的噪声分量，峰值在1- 5 Hz。总的0.05- 10 Hz变化幅度的均方根分数为20 - 45%，远远超过了SAXJ1808.4 - 3658功率谱中通常看到的8 - 12%均方根宽带噪声。我们对耀斑进行了详细的时间分析，并研究了它与401~Hz脉动的关系。我们发现，在耀斑的所有阶段，脉冲幅度与源通量成比例变化，这表明耀斑很可能是由于磁层边界处或外部产生的质量密度变化造成的。我们认为，1- 5 ~Hz耀斑是0.5- 2 ~Hz耀斑的高质量吸积率版本，后者已知发生在低光度（$<13$ ~mCrab），发生在SAXJ1808.4 - 3658爆发的尾部。我们提出了死盘不稳定性，以前建议作为0.5- 2 ~Hz耀斑的机制，作为一个可能的机制，高亮度耀斑在这里报告。
2014-06-14 astro-ph.HE
Correlated optical/X-ray variability in the high-mass X-ray binary SAX J2103.5+4545
SAX J2103.5+4545是目前发现的轨道周期最短的Be/X射线双星。它显示了持续几百天的延长的明亮和暗淡的X射线状态。本工作的主要目的是研究X射线与光变之间的关系，以及亮态和暗态的光谱和时间特性。我们已经发现了适合的能量和功率谱的光谱和时间参数之间的相关性。较软的能量谱对应于较软的功率谱。也就是说，当能谱较软时，高频功率会被抑制。我们还介绍了自2003年发现以来我们对光学对应物的Halpha线的监测结果。在H α线的强度和形状之间存在着相关性，它起源于大质量伴星的拱星包层和来自中子星附近的X射线发射。当X射线源明亮时，就可以探测到H α辐射，这表明B型恒星周围有一个赤道盘。当椎间盘缺失时，X射线发射显著减少。SAX J2103.5+4545的长期变异性的特征是椎间盘丢失和随后的再形成的快速发作。在Be/X射线双星中，盘的消失和再形成的时间尺度（约2年）是最快的。
2009-08-31 astro-ph.HE
Millisecond oscillations in the bursting flux of SAX J1810.8-2609
SAX J1810.8-2609是一个微弱的X射线瞬变，主要以其异常低的静态热光度而闻名，这与标准的冷却模型不一致。它也是一个小样本的恒星，其质量和半径已估计使用光谱模型的一个热核爆发。在这里，我们报告的发现毫秒振荡的I型热核X射线爆发从SAX J1810.8-2609在2007年爆发期间，由RXTE观察。在观察到的六个爆发中的一个的衰减期间，在531.8 Hz处存在强信号（Leahy归一化功率为71.5，4.5e-9与试验次数的保守估计一致的机会）。检测到振荡持续约6秒，在此期间，它们的频率以类似于其他突发振荡源的方式从531.4 Hz增加到531.9 Hz。发现的毫秒振荡精确地确定了中子星的自旋频率，这对于光谱建模、相关质量半径推断以及理解恒星的演化状态和冷却行为都很重要。截至2018年4月，该源再次爆发，为获取爆发振荡搜索的新材料提供了短暂的机会。
2018-05-25 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
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
Near-infrared counterparts of three transient very faint neutron star X-ray binaries
本文介绍了三颗瞬变中子星X射线双星SAXJ1753.5 -2349、SAXJ1806.5 -2215和AXJ1754.2 -2754的近红外成像观测结果。所有三个源都属于“非常微弱”的X射线瞬变类，它们表现出X射线光度$L_X\lesssim10^{36}$ erg s $^{-1}$。这类来源的性质仍然知之甚少。我们检测所有三个系统的NIR对应物，并对SAX J1753.5-2349和SAX J1806.5-2215进行多波段光度测定，包括SAX J1806.5-2215的窄带Br $_γ$光度测定。我们发现，SAXJ1753.5 -2349是显着红比现场人口，这表明可能有吸收固有的系统，或者可能是一个喷流有助于红外发射。SAX J1806.5-2215似乎在Br $_γ$中表现出吸收，这为系统中存在氢提供了证据。我们对AX J1754.2- 2754的观测代表了该系统的近红外对应物的首次检测。我们发现，没有一个测得的幅度与这些系统的预期静态幅度是一致的。假设红外辐射主要是由圆盘或伴星，观测到的星等反对所有三个系统的超紧凑性质。
2017-07-07 astro-ph.HE
General-relativistic monopole magnetosphere of neutron stars: a pseudo-spectral discontinuous Galerkin approach
中子星的近距离观测仍然缺乏约束。虽然有大量的数据可用于这类特殊的类星体，但我们仍然无法推断出其磁层中的等离子体分布。本文从基本物理原理出发，通过对磁层的合理假设，试图揭示磁层的结构。从无引力的情形开始，我们计算了围绕缓慢旋转的磁化中子星的电磁场的精确广义相对论解。此外，在这里，我们解决这个问题，包括血浆筛查的重要作用。这是通过求解弯曲时空中的含时麦克斯韦方程组，遵循3+1~形式来实现的。我们改进了我们以前的数值代码的基础上伪谱方法，以允许在解决方案中可能的不连续性。我们的算法基于一个多区域分解的模拟盒，属于间断伽辽金有限元方法。我们进行了几组模拟，以寻找广义相对论性的无力解和分裂解。结果表明，我们的代码是非常强大的，在处理扩展域的百分之一轻圆柱半径~ $\rlight$。该代码已被验证对已知的精确解析解在平坦的时空。我们还提出了半解析计算的广义相对论真空电子。
2014-12-11 astro-ph.HE
The quiescent counterpart of the peculiar X-ray burster SAX J2224.9+5421
SAXJ2224.9 +5421是一颗特殊的中子星低质量X射线双星。虽然发现它在出现一个约10秒长的热核X射线爆发时，它已经在约8小时后衰减到0.5 ~ 10 keV的亮度，Lx<8 E32（D/7.1 kpc）^2 erg/s。通常假设中子星是静止的（即，不吸积），引发了关于X射线爆发的触发条件和微弱持续发射的起源的问题。我们报告了一个~51 ks的XMM-牛顿观测，旨在找到解释SAX J2224.9+5421异常行为的线索。我们确定了一个可能的对应物，它在Lx~ 5E 31（D/7.1 kpc）^2 erg/s（0.5-10 keV）处被探测到，具有软X射线谱，可以用温度约为50 eV的中子星大气模型来描述。这表明，SAX J2224.9+5421是一个瞬态源，在我们的XMM-牛顿观测期间处于静止状态，并在X射线爆发检测时经历了非常微弱的（停止）吸积爆发。我们考虑另一个可能的对应物，它在Lx~ 5E 32（D/7.1 kpc）^2 erg/s处被探测到，显示出的X射线谱最好用幂律来描述，光子指数约为1.7。类似的硬X射线光谱也出现在一些静止的中子星上，这可能表明有一个相对较强的磁场或发生了低水平的吸积。
2014-04-14 astro-ph.HE
An evolutionary channel towards the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
最近的时间分析表明，第一个发现的吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的轨道周期正在以$\dot{P}_{\rm orb}=(3.89\pm0.15)\times 10^{-12}~\rm s\,s^{-1}$的速率增加，这至少比保守质量转移产生的值高一个数量级。在静止状态下，$10^{-9}~\rm M_{\odot}{\rm yr}^{-1}$在内拉格朗日点从施主星的质量损失率的喷射可以解释观测到的轨道周期导数。然而，目前还不清楚这种来源是否可以提供如此高的质量损失率。在这项工作中，我们试图调查一个进化的通道SAXJ1808.4 -3658。一旦吸积盘变得热和粘滞不稳定，毫秒脉冲星的自旋下降光度和爆发期间的X射线光度被认为会蒸发施主星，由此产生的风带走内拉格朗日点处的特定轨道角动量。我们的方案可以产生观测到的轨道周期，轨道周期导数，爆发期间的峰值X射线光度。低质量X射线双星，有一颗$1.0~\rm M_{\odot}$供体星，轨道周期在0.8 - 1.5 d之间，可能是SAX J1808.4-3658的前身。我们的数值计算表明，目前的施主星质量为$0.044 ~\rm M_{\odot}$，这是近似一致的施主星的最小质量。此外，我们的场景也可以解释黑寡妇或像PSR J1719-1438这样的钻石行星的形成。
2016-10-21 astro-ph.HE
Torque Enhancement, Spin Equilibrium, and Jet Power from Disk-Induced Opening of Pulsar Magnetic Fields
旋转恒星的磁场与周围等离子体盘的相互作用是X射线双星中中子星提出的许多问题的核心。我们认为恒星的磁通量的开放，由于沿场线耦合的恒星和磁盘的差分旋转，使用一个简单的模型，磁盘开放的通量，对恒星施加的转矩由磁层，和电磁风提取的功率。我们研究的条件下，系统进入一个平衡的自旋状态，其中的吸积扭矩是瞬间平衡的脉冲星风扭矩单独。对于磁矩、自旋频率和与吸积毫秒磁星相关的吸积率，来自这种增强脉冲星风的自旋下降扭矩可以大大大于现有的磁盘-磁层相互作用模型所预测的扭矩，并且原则上能够在低于1 kHz的频率下保持自旋平衡。我们推测，这种机制可能占未检测到的频率增加爆发期间的SAX J1808.4-3658和XTE J1814-338，并可能是一般负责防止自旋到亚毫秒周期。如果脉冲星风被周围环境准直，产生的喷流可以满足来自Cir X-1和Sco X-1的高度相对论流出的功率要求。在这个框架中，喷流功率与吸积率L_j ~ Mdot^{4/7}的比例关系相对较弱，并且只有当恒星的磁矩足够低时，喷流功率才会在高吸积率下受到抑制。
2016-07-12 astro-ph.HE
Radio pulse search and X-Ray monitoring of SAX J1808.4-3658: What Causes its Orbital Evolution?
吸积毫秒X射线脉冲星（AMXP）SAX J1808.4-3658，表现出一种特殊的轨道演化，其速度比保守的双星演化模型预测的要快得多。确定导致这种行为的潜在机制非常重要，因为它可以帮助理解这个系统是如何演变的。也有人认为，当处于静止状态时，SAX J1808.4-3658会作为射电脉冲星开启，这种情况可能提供AMXP和黑寡妇射电脉冲星之间的联系。在这项工作中，我们报告了2014年8月使用绿岸望远镜在2 GHz处进行的深射电脉动搜索的结果，以及使用钱德拉、斯威夫特和INTEGRAL对2015年爆发进行的X射线监测的结果。特别是，我们提出的X射线时序分析的30-KS钱德拉观测期间执行的2015年爆发。我们没有探测到无线电脉冲，并对任何AMXP的脉冲无线电通量密度进行了迄今为止最强的限制。我们还发现SAXJ1808.4 -3658的轨道继续以快速的速度演化，并将其与其他吸积和非吸积双星的轨道进行了比较。我们讨论两种情况：要么中子星具有大的转动惯量（I> 1.7 × 10^45 g cm ^2），并且正在烧蚀施主（通过使用其自旋下降功率），从而产生效率为40%的质量损失，要么施主星正在经历准周期变化，这是由于由强（1 kG）场或可能与辐照有关的某些未识别的机制引起的质量四极变化。
2016-11-18 astro-ph.HE
Time-dependent pair cascades in magnetospheres of neutron stars I. Dynamics of the polar cap cascade with no particle supply from the neutron star surface
我认为，电磁驱动的电子-正电子级联在中子星的磁层的问题，必须解决从第一性原理。我描述了一个一般的数值算法做自洽的动力学模拟的电子-正电子级联-其中粒子加速，对创建和筛选的电场同时计算-并将其应用到模型的鲁德曼和萨瑟兰级联在一个维度。我发现电子对的产生是相当有规律的，而且是准周期性的。在每个循环中，都会产生一团超相对论性的电子-正电子等离子体，它传播到磁层中，留下一个相对论性较低的等离子体尾部，当这个温和的相对论性等离子体离开极冠时，下一次放电发生。当加速电场被屏蔽并且不产生电子对时，电子对形成的短突发之后是较长的安静阶段。一些新注入的电子-正电子对被困在等离子体振荡中，产生了一群低能粒子。级联很容易调整到脉冲星磁层所需的电流密度，通过逆转一些低能粒子。每一次放电都产生一个强相干超光速静电波，这可能与脉冲星射电辐射问题有关。
2010-09-01 astro-ph.HE
Mixed H/He bursts in SAX J1748.9-2021 during the spectral change of its 2015 outburst
SAX J1748.9-2021是一颗瞬时吸积的X射线毫秒脉冲星。它也被称为Beppo-SAX发现的X射线爆发源。我们分析了2015年爆发期间的持续发射和I型X射线爆发特性。在半天时间内，污染源由硬变软。我们模拟了宽带光谱的持久性发射在1 - 250 keV的能量带的光谱状态，使用准同时的INTEGRAL和斯威夫特数据。宽带光谱很好地拟合的吸收热分解模型，compps，在一个平板几何。两种状态的最佳拟合表明显着不同的等离子体温度为18和5千电子伏和汤姆逊光学深度分别为3和4。在2015年爆发期间，总共观测到56个I型X射线爆发，其中26个是INTEGRAL在硬态下探测到的，25个是XMM-牛顿在软态下探测到的，5个是Swift在两种状态下探测到的。随着物体从硬态过渡到软态，X射线爆发的复发时间从$\approx 2$下降到$\approx1$ hr。复发时间$ Δt_{\rm rec}$和致密物体上每单位面积的局部质量吸积率$\dot m$之间的关系由幂律模型拟合，并在$Δt_{\rm rec} \sim \langle \dot{m} \rangle^{-1.02\pm0.03}$处使用所有X射线爆发得到最佳拟合。在这两种情况下，观察到的复发时间是一致的混合氢/氦爆发。我们还讨论了I型X射线爆发之前的硬到软的过渡的影响。
2018-10-12 astro-ph.HE
The study of neutron star magnetospheres with LOFT
这是一份支持大型X射线定时观测站（LOFT）飞行任务概念的白皮书，该观测站被提议作为欧空局的一项中型飞行任务。讨论了LOFT在孤立中子星磁层研究中的应用潜力。关于摘要，我们参考了该文件。
2015-01-12 astro-ph.HE
Electromagnetic precursors to gravitational wave events: Numerical simulations of flaring in pre-merger binary neutron star magnetospheres
从中子星合并事件中探测到引力波，开辟了多信使天文学的新领域，将引力波事件与短伽马射线暴和千诺瓦余辉联系起来。另一个尚未发现的电磁对应物是两颗中子星在合并前磁层的非平凡相互作用产生的前兆发射。通过对轨道中子星进行特殊相对论无力模拟，我们讨论了不同磁场方向的影响，并展示了如何通过双星中存在的差动运动显着增强发射，无论是由于恒星自旋还是恒星磁层未对准。我们发现，建立扭曲的磁通量管连接两颗星可以导致重复发射的强大耀斑的各种轨道配置。我们还讨论了耀斑过程中潜在的相干射电辐射机制。
2020-04-14 astro-ph.HE gr-qc
Pulse amplitude depends on kHz QPO frequency in the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
研究了Rossi X射线定时探测器观测到的吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 -3658的300-700 Hz上kHz准周期振荡（QPO）和401 Hz相干脉动之间的关系。我们发现，脉冲幅度系统地改变了约2倍时，上kHz QPO频率通过401 Hz：它一半时，QPO移动到自旋频率以上，并再次加倍的方式返回。这第一次确立了kHz QPO对毫秒脉动的直接影响的存在，并为上kHz QPO的起源提供了新的线索。我们讨论了几种情况下，得出的结论是，虽然更复杂的解释不能正式排除，我们的结果强烈表明，QPO产生的方位角运动的内边缘的吸积盘，最有可能的轨道运动。根据这种方位角运动比自旋快还是慢，等离子体与中子星磁场的相互作用也不同。最直接的解释涉及磁层离心抑制吸积流，设置在上kHz QPO变得比自旋慢。
2015-01-05 astro-ph.HE
Pair cascades in the magnetospheres of strongly-magnetized neutron stars
本文对磁中子星磁层中的电子-正电子对级联进行了数值模拟，给出了表面场（B_p = 10^{12}-10^{15} G）、自转周期（0.1- 10 s）和场几何形状的变化范围。这是由于近年来发现了一些射电望远镜，其推断的磁场可与磁星的磁场相媲美。通过对初级电子或正电子在磁层内隙中加速后产生的级联进行演化，跟踪级联的空间发展，直至次级光子和次级对离开磁层，得到了各种条件下级联对和光子的对多重数和能谱。超越了以前的作品，这是局限于较弱的领域（B <几× 10^{12} G），我们在模拟中加入了对潜在重要的物理过程的详细处理（特别是在高场状态下），但之前被忽略或粗略处理，包括光子分裂与光子偏振模式的正确选择规则，单光子对产生到低朗道能级的e^+e^-，以及来自极帽热点的共振逆康普顿散射。我们讨论了我们的研究结果的无线电脉冲星死亡线和磁化中子星的硬X射线辐射的影响。
2010-01-14 astro-ph.HE
Twisted magnetosphere with quadrupolar fields in the exterior of a neutron star
磁星的磁层由于足点运动的剪切作用而逐渐扭曲，同时储存的磁能也随之增加。当一个状态超过阈值时，耀斑/爆发会表现为灾难性转变的结果。本文计算了表面具有偶极-四极混合场的相对论无力磁层的轴对称静态解。四极分量代表一种小尺度的磁场不规则性。局部扭曲的模型构造通过限制电流流动区域，其中的小部分源自偶极-四极混合。在某些模型中，沿着一系列平衡的能量增加并变得足以打开磁场。在能量亚稳态下，恒星附近会形成一条磁通量绳。多余的能量可能以磁星耀斑/爆发的形式喷射出来。广义相对论引力足以约束磁绳并储存巨大的磁能，并对其机理进行了讨论。
2018-03-30 astro-ph.HE gr-qc
Radio Signals from Axion Dark Matter Conversion in Neutron Star Magnetospheres
我们表明，轴子暗物质（DM）可以通过从中子星发射的窄无线电线检测。中子星的磁层拥有一个强大的磁场和等离子体频率，该频率朝着中子星表面增加。当轴子穿过磁层时，它们可以在等离子体频率等于轴子质量的半径附近的狭窄区域内共振转换为无线电光子。信号的带宽由远离中子星的小DM速度色散设定。我们解决了轴子光子混合方程，包括磁化等离子体和相关的各向异性介电张量的全面处理，以获得转换概率。我们讨论了可能的中子星目标，以及它们如何探测质量范围为~0.2-40 $μ$ eV的QCD轴子参数空间。
2018-04-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
