Testing dissipative magnetosphere model light curves and spectra with FERMI pulsars
我们探索了Kalapotharakos等人（2014）引入的耗散脉冲星磁层模型的发射特性，将其高能光变曲线和光谱与费米LAT收集的数据进行了比较。磁层结构被假定为接近无力解。假设光圆柱内部的加速电场可以忽略不计，而光圆柱外部的加速电场则以有限的电导率（σ）重新缩放。在我们的方法中，我们计算出相应的高能量的发射，通过整合的轨道的测试粒子，起源于恒星表面，同时考虑到加速电场分量和辐射反作用力。首先，我们探索的参数空间假设不同的值集的恒星磁场，恒星周期和电导率。结果表明，该模型的一般性质与观测到的年轻γ射线双星的发射特性，包括相位分辨谱的特征，符合得很好。其次，我们找到模型参数，适合每个脉冲星属于一组的八个明亮的恒星，有一个公布的相位分辨光谱。最能描述这一组中每个脉冲星的σ值显示出随着自旋下降速率$(\dot{E})$的增加而增加，随着脉冲星年龄的减少，如果成对级联提供磁层电导率的话。最后，我们探讨了我们的分析的局限性，并提出了未来改进此类模型的方向。
2015-03-02 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
Accelerating Posterior Inference from Pulsar Light Curves via Learned Latent Representations and Local Simulator-Guided Optimization
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Florida State University（佛罗里达州立大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
本研究通过学习的潜在表示和局部模拟器引导优化，显著提升了脉冲星光变曲线后验推断的效率，将推断时间缩短至传统方法的1/20。
2026-02-16 astro-ph.HE stat.ML
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
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
Perspectives on Gamma-Ray Pulsar Emission
脉冲星是跨越电磁波谱的强大辐射源。本文重点介绍了非热，磁层脉冲星伽玛射线辐射的一些理论见解。这些进展是由NASA在2008年中期发射的费米任务推动的。费米望远镜上的大面积望远镜（LAT）提供了年轻和中年恒星极冠和槽隙/外隙加速区的区分。高度识别使用最高能量的脉冲星光子将得到解决，将在LAT波段的主要辐射机制的光谱解释，连接到两个极帽/槽间隙和外部间隙的情况。重点将主要放在曲率辐射和磁对的产生，包括可能提供磁层加速潜力探测的人口趋势。
2010-12-03 astro-ph.HE
Modeling of Gamma-ray Millisecond Pulsar Light Curves Revealed by Fermi-LAT
费米大天区望远镜（LAT）最近探测到了8颗伽马射线毫秒双星（MSP），为探测这些低自旋毫秒双星的磁层提供了前所未有的机会。我们在对饥饿极帽（PSPC）、槽隙（SG）和外隙（OG）脉冲星模型的背景下进行了3D发射建模，包括各种特殊相对论效应。大多数的光变曲线最适合SG和OG模型，令人惊讶地表明存在狭窄的加速间隙限制了强大的对生产。所有的模型拟合意味着高海拔的排放，我们观察到目前的伽马射线MSP人口的独家分化成两个子类：光变曲线的形状和滞后波带施加PSPC或SG /OG型的几何形状。
2009-11-25 astro-ph.HE
Resonance nonlinear reflection from neutron star and additional radiation components of Crab pulsar
蟹状星云中脉冲星辐射的附加高频分量被认为是与中子星表面非线性反射的表面电磁波共振的结果，这种受激散射包括入射场在表面产生周期性起伏，相对论正电子辐射在起伏上衍射，它们在极隙的加速电场中从磁层飞向恒星。
2018-10-04 astro-ph.HE
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
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
Ultra High Energy Electrons Powered by Pulsar Rotation
探讨了脉冲星（如蟹状星云脉冲星）转动慢化驱动粒子加速到超高能的一种新机制。旋转，通过依赖于时间的离心力，可以非常有效地激发不稳定的朗缪尔波的e-p等离子体的恒星磁层通过参数过程。这些波，然后，朗道阻尼电子加速他们的过程中。当波的增长和朗道阻尼时间相当并且与恒星自转时间相比都非常短时，能量的净转移是最佳的。我们表明，通过详细的计算，这些正是蟹状星云脉冲星的参数的条件。这种用于能量转移的高效途径允许初级束中的电子被弹射到多个TeV（$\sim 100$ TeV）甚至PeV能量域。预计提出的机制可能会部分解开超高能宇宙线电子起源之谜。
2013-03-08 astro-ph.HE
The energy-dependent gamma-ray light curves and spectra of the Vela pulsar in the dissipative magnetospheres
本研究针对Vela脉冲星的能量依赖伽马射线辐射特征，通过伪谱法构建含赤道电流片耗散区的近无力耗散磁层，结合试验粒子轨道法计算辐射特性，成功重现Fermi观测的相关趋势。
2024-03-10 astro-ph.HE
Pulse Frequency Fluctuations of Magnetars
利用\emph{RXTE}、\emph{Chandra}、\emph{XMM-Newton}和\emph{Swift}观测资料，首次构造了磁星的功率谱和转矩噪声强度。对于一些来源，我们在数月到数年的时间尺度上测量强红噪音，这可能是它们爆发的结果。通过研究磁星噪声强度与自旋下降速率、磁场和年龄之间可能的相关性，比较了磁星和射电磁星的噪声强度。利用这些相关性，我们发现磁星噪声强度服从与无线电信标相似的趋势。相反，我们没有发现任何噪声强度和X射线光度之间的相关性，这是在吸积动力的恒星。我们的研究结果表明，磁星的噪声行为类似于射电望远镜，但它们具有更高的噪声水平，可能是由于它们更强的磁场。
2018-11-27 astro-ph.HE
Power-law Magnetic Field Decay and Constant Core Temperatures of Magnetars, Normal and Millisecond Pulsars
磁星、正常射电星和毫秒射电星的特征年龄与偶极表面磁场强度之间的相关性可以用磁场随核心温度的衰减来解释，磁星、正常射电星和毫秒射电星的中心温度分别为PDMATHAMM K、$\sim2\times10^{7}$ K和$\sim10^{5}$ K;假设它们的特征年龄比它们的真实年龄大约大两个数量级，所需的核心温度可以降低约10倍。磁衰减遵循幂律，并由双极扩散模式的螺线管分量占主导地位。在该模型中，假设所有NS具有相同的初始磁场强度，但不同的核心温度不随磁场衰减而改变。这表明磁星和正常磁星之间的主要区别是磁星出生时比正常磁星热得多，因此有更长的磁场衰减时间尺度，导致即使正常磁星的年龄相同，表面磁场强度也更高。上述结论与观测到的磁星与其他年轻中子星表面温度之间的相关性一致，但与中子星的冷却主导演化不一致.这表明一种可能的情况，即加热，也许是由于磁场衰减，平衡中子星冷却观察到的中子星。
2011-10-18 astro-ph.HE
A pulsar wind nebula origin of the LHAASO-detected UHE gamma-ray sources
LHAASO最近测量的伽马射线发射延伸到100 TeV的多个银河系源代表了一个重大的观测步骤，在寻找银河系宇宙射线的起源。最紧迫的问题是，这种超高能发射是否与质子和/或原子核加速到PeV能量有关，或者与PeV电子加速器有关。强烈的Klein-Nishina抑制逆康普顿发射在这些能量是不可避免的，然而，我们在这里表明，逆康普顿发射可以提供一个自然的解释测量的发射，并建立PeV电子加速源类脉冲星风星云的协会也是相当自然的。然而，不同模型之间的明确区分需要考虑多波长数据，对当地环境条件有很好的了解，在某些情况下，需要进行多源建模。
2022-01-03 astro-ph.HE
Trajectories and Radiation of Charged Particles in the Pulsar Magnetosphere
用Deutsch解的电磁场近似，研究了脉冲星磁层中加速电子的运动轨迹和辐射。由于电子在中子星表面附近被迅速加速到超相对论速度，电子的速度矢量（进而其轨迹）由洛伦兹力和辐射反作用力的平衡得到，这使得在磁层的大部分区域，电子轨迹与磁场线之间的俯仰角不为零。在这种情况下，计算了单能加速电子的同步曲率辐射谱能量分布。我们的研究结果表明：（i）俯仰角是电子位置的函数（$r, θ, ϕ$），并且随着$r$和$θ$的增加以及倾角的增加而增加;（ii）曲率半径沿粒子轨迹变大，以及（iii）SED呈现出取决于发射位置的双峰结构，其中同步辐射主要作用于X射线波段，曲率辐射主要作用于GeV波段，这仅由参数$α$和$ζ$决定
2022-04-05 astro-ph.HE hep-ph
MeV Pulsars: Modeling Spectra and Polarization
一个子群的高能旋转供电的恒星显示出高通量的脉冲非热硬X射线发射。虽然这个MeV脉冲星群包括一些像螃蟹一样的无线电大声的脉冲星，但相当多的脉冲星没有检测到无线电或GeV的发射，这是一个谜，因为伽马射线发射是具有高自旋功率的脉冲星的共同特征。它们急剧上升的硬X射线光谱能量分布（SED）表明峰值在0.1 - 1 MeV，但在200 keV以上尚未检测到。几个即将到来的和计划中的望远镜可能会揭示MeV的恒星。中子星内部成分探测器（NICER）将观测0.2 - 12 keV波段的中子星，并可能发现更多MeV的中子星。计划中的望远镜，如全天中能伽马射线天文台（AMEGO）和e-ASTROGAM，将探测0.2 MeV以上的发射和0.2 - 10 MeV波段的偏振。我们提出了一个MeV电子星的光谱和极化模型，其中X射线辐射来自外磁层和电流片中的电子-正电子对辐射。该模型预测，如果在极帽级联中产生对，则SED的峰值随着表面磁场强度而增加。对于小的倾斜角，一系列的视角可能会错过来自电流片附近加速的粒子的射电脉冲和GeV脉冲。因此，表征MeV磁星的发射和几何形状可以为磁层中的成对源和加速提供线索。
2017-12-06 astro-ph.HE
Pair production in the millisecond pulsar J0030+0451
应用于毫秒级微中子星的Rehkhin-Arons极冠模型中的加速电子的电场是如此之高，以至于电子的洛伦兹因子要么受到辐射反应的限制，要么受到Breit-Wheeler过程的限制。在前一种情况下，有可能获得垂直于局部磁场的曲率辐射动量分量的上限，该上限与通量线的曲率曲率半径无关。单光子转换为光子对的阈值很高，但可能在J 0030 +0451中达到。然而，由于报道的极帽温度高，Breit-Wheeler过程的直接对生产可能更重要。如果假设毫秒射电星中相干射电辐射的存在需要高多重数对等离子体，那么初级电子也会产生费米-LAT能带中的伽马射线，而磁层对该能带是完全透明的。这些与射电辐射同相的缺失将直接表明J 0030 +0451中不存在超高能电子和活跃的阿隆-阿隆极冠。
2021-06-15 astro-ph.HE
The Emission Physics of Millisecond Pulsars
理解旋转动力毫秒脉冲星（MSP）的物理学与非回收脉冲星群体相比提出了许多挑战。尽管它们的快速旋转速率可以产生高的自旋下降功率和加速电场，但它们相对较低的表面磁场使得产生无线电发射所需的电子-正电子对变得困难。费米伽马射线太空望远镜已经发现了来自大部分MSP群体的脉冲W射线，其光变曲线与年轻的恒星惊人地相似。然而，它们非常紧凑的磁层使光柱上的磁场可以与最具能量的磁柱相媲美。这一事实和最近的全球磁层模型表明，粒子加速发生在光柱附近和之外，现在使来自MSP的W射线变得合理。大量增加的二进制系统窝藏MSP振兴了冲击加速和高能发射在这样的系统中的研究，许多显示轨道调制的X射线。本章将回顾MSPs多波长发射机制的历史和我们目前的研究。
2021-01-14 astro-ph.HE
Modeling Pulsar Gamma-Ray Light Curves Using Realistic Magnetospheric Geometries
来自脉冲星的伽马射线辐射被认为来自脉冲星外磁层的加速区域。因此，光变曲线的形状对磁层的磁几何细节很敏感。在这项工作中，我们展示了第一次计算的光变曲线从更现实的无力场的框架下，传统的排放模型。我们比较了常用的真空偶极磁场和新的无力场的γ射线发射特性。我们讨论了极冠形状和像差效应对光变曲线的影响以及天空图上焦散线的形成。对于无力场，如果发射区位于电流片外部的薄层中，则双峰脉冲轮廓最好地再现，并且峰值主要来自光柱附近的区域。传统的两极焦散模型一般可以产生四个峰，而传统的外隙模型通常只能产生一个峰。这些结果将有助于解释费米望远镜的观测。
2009-11-01 astro-ph.HE
Unidentified Gamma-Ray Sources as Ancient Pulsar Wind Nebulae
在本文中，我们探讨的演化PWN，而脉冲星是自旋下降。采用MHD方法模拟了复合材料残骸的演化过程。特别注意的是绝热损失率和星云场强度随时间的演变。通过归一化双组分粒子注入光谱，（它可以再现无线电和X射线分量）在脉冲星风终止冲击的时间相关的自旋下降功率，并保持跟踪脉冲星/PWN/SNR诞生以来的损失，我们表明，平均场强随时间下降为$t^{-1.3}$，使同步辐射通量下降，而IC伽马射线通量增加，直到大部分的旋转减速功率已经被倾倒到PWN中。最终绝热和IC损失也将终止TeV的可见性，然后最终终止GeV的可见性。
2009-06-15 astro-ph.HE
Synchro-curvature modelling of the multi-frequency non-thermal emission of pulsars
我们应用一个基于磁层粒子动力学特征的同步曲率谱发射模型来拟合最广泛的非热谱数据库的相位平均谱。我们考虑36个具有良好确定的非热谱从X射线到伽马射线的恒星。该样品包括蟹状星云和蟹状星云双胞胎，其光谱甚至延伸到光学/紫外和红外能量。我们发现，该模型-只有三个物理参数和一个全球尺度-可以很好地适应观测跨越8个数量级的36个恒星中的18个。此外，我们发现了一组8个光谱，该模型仍然提供了可以说是很好的拟合和另一组10个光谱，该模型未能再现光谱。我们讨论了为什么，提出并提供物理解释一个简单的模型扩展（与几何的加速系统的观察者），允许处理所有这些情况下，最终提供非常好的适合所有的雷达。扩展后的模型仍然是简单的，只增加了两个额外的参数，以前使用的相同类型的前一组。我们使用这些适合讨论的问题，从观察到的光谱起源，到同步加速器或曲率制度的主导地位的程度，使用一个模型作为预测器，从伽马射线调查开始寻找新的非热辐射源，以及该模型如何提供一个设置，其中X射线和伽马射线光变曲线之间的相移将自然出现。
2019-08-30 astro-ph.HE
Anomalous scattering of pulsars towards the Gum Nebula
Radio Astronomy Centre, NCRA-TIFR（射电天文中心，NCRA-TIFR）；National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（国家射电天体物理中心，塔塔基础研究所）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（日球物理学科学部，NASA戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美国天主教大学）
研究通过 GMRT 观测发现 Gum 神经区域对脉冲星散射的影响，并指出 Vela 脉冲星的散射可能由超新星残骸引起。
2026-08-21 astro-ph.HE
Broadband Observations of the Be/X-ray Binary Pulsar RX J0440.9+4431: Discovery of a Cyclotron Absorption Line
我们报告的分析结果与INTEGRAL，雨燕和RXTE天文台在2010年4月和9月爆发的X射线脉冲星RX J0440.9+4431获得的数据。首次研究了该脉冲星在宽能量带（0.6-120 keV）的时间和光谱特性。我们在源光谱中发现了一个~32 keV的回旋共振散射特征，这使我们能够估计中子星的磁场强度为B~3.2 x 10^12 G。通过对源噪声功率谱的综合分析，证实了对磁场强度的估计。根据I型爆发之间的重现时间，双星系统的轨道周期可以估计为~155天。我们已经表明，脉冲轮廓有一个正弦波状的单峰形状，几乎没有依赖于源的光度或能带。
2012-01-03 astro-ph.HE
A transient, flat spectrum radio pulsar near the Galactic centre
最近的研究表明，高磁化中子星（“磁星”）的X射线发射太亮，无法由旋转能量提供能量，与普通的射电望远镜之间可能存在联系。除了磁星SGR J 1745 -2900之外，银河系中心区域的一颗射电巨星PSR J 1746 -2850也具有时间特性，意味着它有着巨大的磁场强度和年轻的年龄，以及平坦的频谱。所有特征都与罕见的、短暂的、无线电响亮的磁星相似。使用几个深非检测从文献和两个新的检测，我们表明，这颗脉冲星也是瞬态的无线电。谱的平坦和振幅变率与3颗高磁场强度射电星的光变曲线和谱指数不一致。我们进一步使用在过去15年中GC的频繁，深入的档案成像观测，以排除可能的X射线爆发的光度超过旋转自旋下降率。这个来源，要么是一个没有任何检测到X射线对应物的瞬变磁星，要么是一个年轻的、强磁化的射电脉冲星，产生类似磁星的射电辐射，进一步模糊了这两个类别之间的界限。我们讨论了这个对象的无线电发射机制在磁星和恒星和紧凑的物体形成的GC的影响。
2017-03-07 astro-ph.HE
Radio pulsar activity and the crustal Hall drift
脉冲星射电辐射的模型是基于一个内部的加速区，需要存在非常强大的和小尺度的表面磁场结构或附近的典型极帽。本文的目的是确定一种机制，创建这样的场结构，并保持它们在脉冲星的寿命。能够产生所需“磁点”的可能物理过程是发生在中子星地壳中的霍尔漂移。它表明，霍尔漂移可以产生小规模的强表面磁场异常（点）的时间尺度上的$10^4$年的极向和环向分量之间的非线性相互作用的地下磁场。这些异常的特征是强度约为$10^{14}$ G，场线曲率半径约为$10^6$ cm，这两者都是产生可观测无线电发射的基础。
2013-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Pulsar Pair Cascades in Magnetic Fields with Offset Polar Caps
中子星的磁场可能有极帽（PC），通过磁力线扫回附近的轻圆柱或非对称电流的明星是从偶极轴偏移。这种偏移对电子-正电子对级联的影响进行了研究，使用简单的模型的偶极磁场与小的扭曲，改变PC的不同数量或方向。使用蒙特卡罗对级联模拟，我们探索的变化对光谱，多重性和能量通量在整个PC，以及对流量和对能量通量的趋势与自旋下的光度，L_{sd}。我们也给出了不同偏移量的返回正电子在PC上的热通量分布的估计。我们发现，即使是适度的偏移可以产生显着的增加对多重性，特别是对于附近或超出对死亡线为中心的PC，主要是因为更高的加速领域的EQUIARS。对光谱覆盖几十年的能量，与光谱范围的毫秒双星（MSP）的两个数量级高于正常的双星，和PC偏移允许显着扩展的所有光谱较低的对能量。我们发现PC对总光度L_{pair}与L_{sd}成正比，正常人的L_{pair}为L_{pair} ~ 10^{-3} L_{sd}，MSP的L_{pair}为L_{pair} ~ 10^{-2} L_{sd}.值得注意的是，即使是大偏移量的总PC加热光度增加了不到两倍，即使PC面积增加了更大的因素，因为大多数加热发生在磁轴附近。
2011-11-07 astro-ph.HE
Fermi Gamma-Ray Pulsars: Understanding the High-Energy Emission from Dissipative Magnetospheres
基于费米观测数据，我们揭示了耗散脉冲星磁层模型的宏观电导率$(σ)$对相应的自旋下降率$\dot{\mathcal{E}}$的依赖性的有意义的限制。我们的模型是FIDO（内部无力，外部耗散）模型的改进，其耗散区域被限制在光柱外的赤道电流片上。考虑到所观测到的所有费米夸克的截止能量，并假设a）相应的$γ-$射线脉冲发射是由于辐射反应极限区的曲率辐射，b）这种发射是在光柱附近的赤道电流片处产生的，我们证明了\emph{Fermi}数据提供了关于相应的加速电场分量的清晰指示。\emph{Fermi}截止能量和模型能量之间的直接比较表明，对于高$\dot{\mathcal{E}}$值，$σ$随$\dot{\mathcal{E}}$增加，而对于低值，$σ$饱和。该比较还表明，相应的间隙宽度向低$\dot{\mathcal{E}}$值增加。假设发射粒子的Goldreich-Julian通量，我们计算总的$γ-$射线光度$(L_γ)$。费米$L_γ$ -值和模型值对$\dot{\mathcal{E}}$的依赖性之间的比较表明，发射粒子多重性随着$\dot{\mathcal{E}}$的增加而增加。我们的建模指导下的\emph{Fermi} -数据单独，增强了我们的理解背后的脉冲星磁层的高能发射的物理机制。
2017-05-07 astro-ph.HE
Modelling pulsar emission in the high-energy and very-high-energy regimes
费米大天区望远镜彻底改变了$γ$射线脉冲星领域，使探测到的脉冲星数量增加到250多颗。大多数显示光谱指数截止在一个狭窄的范围内几个GeV左右。模型预测的截止值高达100 GeV，因此在极高能量（$>$ 100 GeV）的区域中，无法观测到双星。随后，地面望远镜对四颗脉冲星的脉冲发射的惊人发现超过了几十GeV，标志着一个新时代的开始，提出了关于脉冲星磁层的电动力学和局部环境的重要问题。H.E.S.S.探测船帆座脉冲星（20-120 GeV）和费米提供了弯曲光谱的证据。我们认为这是脉冲星磁层和电流片中初级粒子的曲率辐射造成的。我们提出了能量依赖的光变曲线，使用扩展的槽隙和电流片模型，并调用两步加速$E$ -场的动力学模拟的动机。我包括粒子轨迹的曲率半径的精确计算，影响粒子运输，预测光变曲线，和光谱。该模型再现了第一个光变曲线峰相对于第二个峰的通量的减小、桥发射的演变、峰的接近恒定的相位位置以及随着能量的增加脉冲变窄。我们可以从根本上解释第一个趋势，因为我发现，在第二个$γ$射线光变曲线峰值起源的区域，粒子轨迹的曲率半径系统地大于与第一个峰值相关的曲率半径，这意味着第二个峰值的截止值相应地更大。一个未知的方位角依赖的$E$场以及不确定性，在精确的发射现场排除了简单的歧视的发射机制。
2021-03-18 astro-ph.HE
Studies of high-energy pulsars: The special case of PSR J1849-0001
我们提出了PSR J1849-0001上XMM-牛顿观测（53.6 ks）的数据分析结果。我们详细研究了这颗脉冲星的X射线发射，发现了脉冲星风星云（PWN）的扩展发射（高达~100弧秒），证实了这是一个脉冲星/PWN系统的情况，并加强了X射线，硬X射线和TeV伽马射线源是同一系统的表现的证据。我们研究的另一个重要结果是明确的证据表明PSR J1849-0001的X射线PWN是不对称的。
2018-02-13 astro-ph.HE
Pulse Frequency Fluctuations of Persistent Accretion Powered Pulsars
利用CGRO/BATSE和Fermi/GBM提供的历史脉冲频率测量数据，研究了持久X射线双星Her X-1、Vela X-1、GX 301-2、CEN X-3、4U 1538-53、OAO 1657-415和4U 1626-67的长期转矩噪声起伏。我们发现，已知的盘馈源表现出$1/ω^{2}$红噪声分量在其功率密度谱是饱和的，在很长的时间尺度。另一方面，风馈源形成清晰的白噪声分量，并且具有偶然瞬态盘形成的风馈源印记$1/ω$型闪烁噪声。我们讨论了它们的长期定时噪声特性的基础上的模型来描述脉冲频率导数波动的单色和色噪声过程的功率密度谱。此外，我们调查测量的定时噪声强度和其他独立测量的物理参数之间的关系。尽管样品源的数量很少，但我们认为这些源的噪声强度与它们的亮度相关，而与它们的磁场强度无关，这意味着主要的噪声产生机制是吸积
2022-10-25 astro-ph.HE
Updated gravitational-wave upper limits on the internal magnetic field strength of recycled pulsars
最近对分层非正压中子星磁流体变形的计算被推广到描述具有超导内部的物体，其磁导率μ远小于真空值μ 0。结果表明，当极向磁场能量为总磁场能量的\gtrsim 40%时，恒星仍为扁球形，环向磁场被限制在一个环面上，环面随μ的减小而收缩，变形比非超导体大得多（是\sim μ_0/μ的1倍）。最新的直接和间接上限的引力波发射的激光干涉仪引力波天文台（LIGO）和无线电脉冲定时（自旋下降）观测的81毫秒恒星的结果，显示如何可以使用这些观测来推断内部场强。它被发现，间接的自旋下降限制已经意味着天体物理学上有趣的约束的极向环向场比和抗磁屏蔽因子（吸积减少可观察到的外部磁场，例如，通过埋葬）。这些限制将改善以下引力波检测，与吸积驱动的磁场在回收的恒星演化和这些对象的内部的磁流体稳定性的影响。
2011-12-07 astro-ph.HE gr-qc
Study on the magnetic field strength of NGC 300 ULX1
NGC 300 ULX 1是一种脉冲超亮X射线源（PULX），具有最长的$P\simeq31.6\,\rm s$自旋周期和$\dot P\simeq5.56\times10^{-7}\,\rm s\,s^{-1}$的高自旋速率，这是在已证实的PULX中见过的。本文利用NGC300ULX 1首次探测到脉动后的最新观测参数，推断其磁场为$\sim3.0\times10^{14}\,\rm G$。根据演化的磁场和自旋周期模拟，在伴星质量和吸积率限制的条件下，它将成为再循环脉冲星或毫秒脉冲星。我们认为NGC300ULX1是一颗吸积型磁星，它的超爱丁顿光度是由它的吸积型磁星引起的。我们还提出，在已确认的脉冲星中可能存在其他的吸积磁星。这类脉冲X星将有助于理解磁星的演化和磁场强度大于$\sim10^{9}\,\rm G$的毫秒脉冲星的形成。
2022-05-19 astro-ph.HE
Electric field screening in pair discharges and generation of pulsar radio emission
脉冲星射电辐射可能是在成对放电中产生的，当加速电场被新产生的成对放电屏蔽时，脉冲星磁层充满了等离子体。在这封信中，我们开发了一个简化的分析理论，这些对放电的电场的屏蔽，并使用它来估计总的无线电光度和频谱。放电有三个阶段。首先，电场第一次被屏蔽并开始振荡。接下来，出现非线性阶段。在这一阶段，电场的振幅经历了强烈的阻尼，因为电场显著地改变了新产生的电子对的动量。当电场不再能显著改变对动量时，这种强阻尼停止，系统进入最终的线性阶段。应用于双星，这个理论可以解释射电辐射的几个方面，包括观测到的光度$L_{\rm{rad}} \sim 10^{28} \rm{erg} \, \rm{s}^{-1}$和观测到的光谱$S_ω\sim ω^{-1.4 \pm 1.0} $。
2022-06-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the spin-down mechanism of the X-ray pulsar 4U 2206+54
对X射线脉冲星4U 2206+54进行了15年的观测，结果显示它的周期（现在是5555 \pm 9 s）急剧增加。脉冲星的这种行为很难用致密星自旋演化的传统理论来解释。观测到的4U 2206+54中子星的自旋降速率与磁吸积情景中的预期值吻合得很好，磁吸积情景考虑到吸积流的磁场在一定条件下会影响其几何形状和流的类型。在这种情况下，中子星从一个致密的气体板中吸积物质，该气体板具有小的角动量，并通过流本身的磁场保持平衡。只要中子星的光学对应物表面的磁场强度超过70 G，4U 2206+54就可以实现磁吸积.在这种情况下，中子星表面的磁场强度为4 x 10^{12} G，这与通过分析脉冲星的X射线谱估计的参数一致。
2012-11-27 astro-ph.HE
On the potential of bright, young pulsars to power ultra-high gamma-ray sources
最近发现的一种新的超高能伽马射线源的光谱超过100 TeV，揭示了银河PeVatrons的存在-宇宙射线工厂将粒子加速到PeV能量。除了与蟹状星云有关的一个外，这些来源还没有被确定。在1度或更大的范围内，它们中的大多数包含几个潜在的对应物，包括超新星遗迹，年轻的星团和脉冲星风星云（PWNe），它们可以作为PeVatron，从而为周围的扩散超高能伽马射线结构提供动力。在PWNe的情况下，伽马射线是由在脉冲星风终止冲击中加速的电子通过2.7 K CMB辐射的逆康普顿散射产生的。脉冲星旋转能量到相对论电子的高转换效率，加上短的冷却时间尺度，使伽马射线的亮度达到$L_γ\sim 0.1 \dot{E}$的水平。脉冲星自旋下降的光度$\dot E$也决定了单个光子的绝对最大能量：$E_{\rm γ~\rm max}\approx 0.9 \dot E_{36}^{0.65}~~\rm{PeV}$。这个基本约束占主导地位的年轻PWNe与典型的磁场的$\approx$ 100 $μ$ G与$\dot{E} \lesssim 10^{37}\ \rm erg/s$的电子同步能量损失的条件。我们讨论了$E_{\rm γ~\rm max}$的影响，通过比较它与LHAASO报告的最高能量的光子从十几个超高能源。只要发射的PWN源是可能的，我们使用LHAASO测量星云磁场的上限。
2022-04-20 astro-ph.HE
Probing Massive Scalar Fields from a Pulsar in a Stellar Triple System
脉冲星计时观测精确地检验了广义相对论。最近，等级三元系PSR J0337+1715对强等效原理中违反的第五种力的存在提出了新的限制。许多替代的引力理论存在与大质量（伪）标量场来解释各种现象，从大尺度的宇宙加速膨胀到小尺度的QCD强CP问题。在这里，我们开发了一个通用的形式主义的第五力效应的理论，涉及大量的标量场所产生的，例如弦论。与PSR J0337测量，我们找到了最强的约束最简单的理论与一个大规模的标量场超越广义相对论，并在其他理论与轴子，暗物质介质，和更高的曲率修正推导出新的约束。这些结果表明，三重系统J0337为大质量标量场提供了严格的检验。
2020-06-03 astro-ph.HE gr-qc
Heating of the Real Polar Cap of Radio Pulsars
本文研究了超相对论电荷轰击射电星真实极盖表面的加热。真正的极帽是在常规极帽内或靠近常规极帽的显著更小的区域，其被偶极场$\vec{B}_d$的最后开放场线包围。它被小尺度局部表面场$\vec{B}_s$的那些场线包围，这些场线在帽上方$\sim 10^5$ cm的高度处与$\vec{B}_d$的最后开放场线连接。由于常规极帽和真实极帽半径之比为$R_{dip}/R_{pc}\sim 10$，因此通量守恒需要$B_s/B_d\sim 100$。对于旋转周期$P\sim 0.5$ s，$B_s\sim 10^{14}$ G产生了一个强的电势间隙，形成了内部加速区（IAR），其中电荷获得动能$\sim 3\times 10^{14}$ eV。这为回流电荷在真实极盖表层释放热量的能量设定了上限。在IAR中，它被一股密度极高的高能电荷流穿过，没有稳定的氢气氛可以生存。因此，我们认为极冠是由完全电离的铁离子组成的固化的“裸露”表面。本文讨论了实际极帽的物理情况，计算了它的表面温度$T_s$作为$B_s$和$P$的函数，并与射电天文学的X射线观测结果进行了比较。
2020-07-17 astro-ph.HE
3D Kinetic Pulsar Magnetosphere Models: Connecting to Gamma-Ray Observations
我们提出了3D全球动力脉冲星磁层模型，带电粒子的轨迹和相应的电磁场处理自洽。在我们的研究中，我们开发了一个包含辐射反作用力的三维相对论粒子细胞代码。我们描述我们的代码，并讨论相关的技术问题，处理和假设。将粒子注入到磁层中的大距离处，我们应用任意低到高的粒子注入速率，并分别得到从接近磁层延迟偶极子到接近无力解的整个谱。对于高粒子注入速率（接近FF解决方案），显著的加速电场分量仅限于光柱外的赤道电流片附近。一个明智的解释，我们的模型允许粒子发射的计算，从而推导出相应的现实的高能天空图和光谱。利用覆盖费米年轻和毫秒双星的自旋下降功率的整个范围的模型参数，我们将相应的模型$γ$ -射线光变曲线、截止能量和总$γ$ -射线光度与费米观测到的那些进行比较，发现粒子注入速率$\mathcal{F}$对自旋下降功率$\dot{\mathcal{E}}$的依赖性，表明$\mathcal{F}$随着$\dot{\mathcal{E}}$的增加而增加。我们的模型指导费米观测提供的场结构和粒子分布，不仅是相互一致的，但也能够再现广泛的观测到的$γ$ -射线现象的年轻和毫秒双星。
2018-03-15 astro-ph.HE
Probing millisecond pulsar emission geometry using light curves from the Fermi Large Area Telescope
一个有趣的新的高能脉冲星子群正在出现的早期发现的伽马射线毫秒脉冲星（MSP）的费米大面积望远镜（LAT）。我们提出的结果从3D发射建模，包括特殊的相对论效应的像差和飞行时间延迟和旋转后掠的B场线，在几何背景下的极冠（PC），外间隙（OG），和两极焦散（TPC）脉冲星模型。一般认为，这些非常古老的，快速旋转的中子星（NS）应该有很大程度上对饥饿的磁层，由于没有显着的对生产，我们发现，大多数的光变曲线是最好的TPC和OG模型，这表明存在狭窄的加速间隙限制强大的对生产-即使在这些恒星非常低的自旋下降光度。伽马射线脉冲形状和相对于无线电脉冲的相对相位滞后表明，高空发射对所有几何形状都占主导地位。我们还发现，目前的伽马射线MSP人口的两个MSP子类的独家分化：光变曲线的形状和滞后波带施加对饥饿的PC（PSPC）或TPC /OG型的几何形状。在第一种情况下，无线电脉冲相对于单个伽马射线脉冲具有小的滞后，而在后一种情况下，（第一个）伽马射线峰值通常以大的相位偏移落后于无线电。最后，我们发现，磁通校正因子作为磁倾角和观测器角度的函数，通常是所有模型的顺序统一。因此，我们对MSP的光变曲线和通量校正因子的计算是对Watters等人的“ATLAS论文”的补充。
2009-11-04 astro-ph.HE
Modeling gamma-ray light curves with more realistic pulsar magnetospheres
我们研究了耗散脉冲星磁层中的γ射线辐射模式和光变曲线。我们用几何方法和粒子轨道方法产生γ光变曲线。对于几何方法，假设γ射线发射起源于沿最后闭合线的有限宽度层，我们生成的γ射线光变曲线的基础上的均匀发射率沿磁场线的共动框架（CF）。对于粒子轨道法，我们考虑的电导率$σ$的空间分布，假设一个非常高的电导率内的轻圆柱和有限的电导率外的轻圆柱（LC）。假设所有的$γ$射线发射起源于外磁层外的LC，我们产生的伽马射线光变曲线计算现实的粒子轨迹和洛伦兹因子，同时考虑加速电场和曲率辐射损失。此外，我们比较了船帆座脉冲星在$>0.1\, \rm GeV$能量下的光变曲线。结果表明，磁层$σ$值较低的区域更适合于几何方法。然而，磁层内的LC和一个高的$σ$值外的LC的近无力制度是更有利于粒子轨道方法。注意，粒子轨迹方法使用与磁层的磁场自洽的平行电场。我们认为，从粒子轨道法的结果更支持的物理基础。
2019-03-26 astro-ph.HE
Probing the High-energy $γ$-ray Emission Mechanism in the Vela Pulsar via Phase-resolved Spectral and Energy-dependent Light Curve Modeling
最近的动力学模拟引发了一场辩论，负责脉冲GeV $γ$射线发射的发射机制，从恒星。一些模型调用曲率辐射，而其他模型假设电流片中的同步辐射。我们解释了船帆座脉冲星的弯曲光谱，如H.E.S.S. II（高达$\sim$ 100 GeV）和$Fermi$大面积望远镜（LAT）的曲率辐射的结果，由于在脉冲星磁层和电流片的初级粒子。我们目前的相位分辨光谱和能量依赖的光变曲线使用扩展的槽隙和电流片模型，调用一个阶跃函数的加速电场动力学模拟的动机。我们包括在实验室框架中粒子轨迹的曲率半径的精确计算，影响粒子传输，预测光变曲线和光谱。我们的模型再现了第一个峰相对于第二个峰的通量的减少，桥发射的演化，峰的相位位置接近恒定，以及随着能量的增加脉冲变窄。我们可以解释这些趋势中的第一个，因为我们发现，在第二个$γ$射线光变曲线峰起源的区域中，粒子轨迹的曲率半径系统地大于与第一个峰相关的曲率半径，这意味着第二个峰的光谱截止相应地更大。然而，一个未知的方位角依赖的$E$ -字段以及在精确的空间起源的GeV发射的不确定性，排除了一个简单的歧视的发射机制。
2021-11-05 astro-ph.HE
On Low Mass X-ray Binaries and Millisecond Pulsar
1998年，第一颗吸积毫秒脉冲星的发现，开启了一个激动人心的季节，在这个充满中子星的致密双星系统的时尚领域，人们不断地发现它。事实上，在这最后三个阶段，由于地面和卫星上天文探测器的非凡性能，主要是在无线电，光学，X射线和伽马射线波段，天体物理学家有机会彻底研究所谓的回收方案：导致毫秒射电脉冲星形成的进化路径。最令人感兴趣的阶段当然是自旋上升阶段，在此期间，由于物质和角动量的吸积，中子星积累了大量的机械旋转能，高达其整个静止质量能量的1%。这些毫秒级旋转的中子星是真正极端的物理对象：广义相对论和狭义相对论完全发挥作用，因为它们的表面达到接近光速五分之一的速度，刚好超过它们的史瓦西半径，而由数亿高斯的巨大表面磁场引起的电动力，显示其壮观的性能加速电子到这样的能量，以促进对创造级联过程负责在无线电和伽马射线的发射。旋转能量迅速转换并释放成电磁能，在某些情况下，电磁能使中子星的亮度超过100个太阳。在这篇论文中，我将回顾一些最新的发现（吸积）毫秒双星。
2013-10-04 astro-ph.HE
Towards Modelling AR Sco: Calibration -- Reproducing High-Energy Pulsar Emission and Testing Convergence to Aristotelian Electrodynamics
本研究通过回旋相位分辨模型重现Vela脉冲星10%磁场强度下的高能辐射图与能谱，验证了向亚里士多德电动力学辐射反作用极限的收敛，并强调了E×B漂移在粒子轨迹和辐射计算中的重要性。
2025-06-12 astro-ph.HE
Linear acceleration emission in pulsar magnetospheres
（focus v.）当带电粒子平行于其速度加速时，会发生线性加速发射。我们评估的光谱和角分布，这种辐射的几种特殊情况下，包括恒定加速度（双曲线运动）的有限持续时间。基于这些结果，我们发现了直线加速器中电子发射的以下一般性质，其可以通过作用在距离L上的电场E来表征：（i）光谱延伸到截止光子能量~ LE^2 MeV，其中E是以Schwinger临界场为单位，L是以电子的康普顿波长为单位。穿过加速器的粒子所发射的总能量与标准拉莫尔公式一致（iii）对于双曲线轨迹，低频谱是平坦的，但通常取决于加速器的细节。我们还表明，线性加速辐射补充曲率辐射在强磁化对形成区域的脉冲星磁层。当加速器的长度L小于曲率光子的形成长度时，它占主导地位，曲率光子的形成长度由磁场线的曲率半径与粒子的洛伦兹因子之比给出。在标准的静态模型对创建区域的线性加速度发射是可以忽略不计的，但它是重要的，在更现实的动力学模型中，加速场波动在一个短的长度尺度。
2010-04-05 astro-ph.HE
Searching for X-Ray Counterparts of Degree Wide TeV Halos Around Middle-Aged Pulsars with SRG/eROSITA
利用SRG/eROSITA巡天数据搜寻五颗中年脉冲星周围的度级X射线弥散发射，未探测到PWN，但通过设定通量上限约束了磁场强度，为TeV晕形成理论提供补充限制。
2023-10-16 astro-ph.HE
The Gamma-Ray Pulsar Phenomenology in View of 3D Kinetic Global Magnetosphere Models
本文开发了具有磁场线依赖性等离子体注入的三维动力学脉冲星磁层模型，揭示了分离线区粒子注入对伽马射线发射的关键调节作用，并成功再现了Fermi目录中的光变曲线特征与基本平面关系。
2023-07-27 astro-ph.HE
{\it NuSTAR} hard X-ray studies of the pulsar wind nebula 3C~58
我们报告新的NuSTAR和档案钱德拉观测脉冲星风星云（PWN）3C 58。使用X射线数据，我们测量的PWN的能量依赖的形态和空间分辨光谱。我们发现，PWN的大小变得更小，随着能量的增加，频谱是软的外部区域。在PWN的空间积分谱中，我们发现在$\sim$ 25千电子伏处有一个谱断裂的暗示。我们解释这些发现使用同步辐射方案。我们把尺寸的变化归因于同步加速器的烧蚀效应。光谱指数的径向分布在$R\sim80''$处具有中断，这意味着最大电子能量为$\sim$ 200 TeV，其大于先前的估计，并且对于80 $μ$ G的假定磁场强度，25 keV光谱中断对应于最大电子能量为$\sim$ 140 TeV。结合X射线数据和以前的无线电到红外SED，我们测量的冷却中断频率为$\sim 10^{15}$ Hz，这限制了磁场强度在3C 58为30-200 $μ$ G的假设年龄范围为800-5000年。
2019-04-12 astro-ph.HE
Catalog of the Galactic population of X-ray pulsars in High-mass X-ray binary systems
本文编制了银河系大质量X射线双星系统中82个X射线脉冲星（18个持续、64个瞬态）的目录，涵盖自转、轨道、光度、磁场等基本参数，并列出候选体以供后续研究。
2023-08-18 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
Observational constraints on the magnetic field of the bright transient Be/X-ray pulsar SXP 4.78
利用NuSTAR、Swift、Chandra和NICER等天文台在Be/X射线脉冲星SXP 4.78最近爆发期间获得的数据，对该脉冲星进行了光谱和时间分析。利用系统光度、光谱分析和变率功率谱的整体演化，我们得到了中子星磁场强度的约束条件。我们发现，在爆发的上升过程中的变化率功率谱的快速演变，并在通量衰减过程中没有显着的变化。几个低频准周期振荡的功能被发现出现在不同阶段的爆发，但没有明确的线索，他们的起源被发现在能谱和整体通量行为。我们用几种间接的方法估算了中子星表面的磁场强度，发现大多数方法都表明中子星表面存在磁场$B \lesssim 2 \times10^{12}$ G。最严格的上限来自于能谱中回旋吸收特征的缺失，并且表明相对弱的磁场$B < 6 \times 10^{11}$ G。
2019-07-14 astro-ph.HE
Constraints on the Emission Geometries of Gamma-ray Millisecond Pulsars Observed with the Fermi Large Area Telescope
毫秒脉冲星（MSP）是由\emph{Fermi Gamma-ray Space Telescope}上的大口径望远镜（LAT）建立的一类高能（$\geq$ 0.1 GeV）辐射源。大多数MSP伽马射线光变曲线显示尖锐的峰值，表明薄的加速间隙，这表明在开放体积丰富的对创建。MSP伽马射线和射电光变曲线已经使用几何外隙（OG），槽隙/两极焦散（TPC），和对饥饿极帽伽马射线模型和空心锥束或高度限制，外磁层间隙无线电模型，所有假设真空延迟偶极磁场几何模拟。一个马尔可夫链蒙特卡罗极大似然技术已被开发，找到最适合的模型参数为十九MSP使用的数据从LAT和各种无线电观测站。最佳拟合视角遵循均匀的角分布。磁倾斜角的分布对所有角度都同样有利，这与对非再循环恒星的分析相反，这支持了MSP通过吸积旋转的理论。有人建议，无线电发射应该发生在更接近光柱的地方。这些结果对MSP人口模拟和解决MSP的贡献扩散背景的影响。一个隐含的伽玛射线亮度与自旋下降的功率趋势的过渡观察，但更多的统计数据是必要的描述。
2012-09-18 astro-ph.HE
Evolution of the Magnetic Field Structure of the Crab Pulsar
脉冲星是高度磁化的旋转中子星，以其特征脉冲形状的稳定性而闻名，从而可以对其旋转进行高精度研究。然而，在过去的22年中，蟹状星云脉冲星的射电脉冲轮廓显示，主脉冲和脉冲间分量的间隔稳步增加，每世纪为0.62 $^{\rm o}\pm$ 0.03 $^{\rm o}$。该概况的几个组成部分的相对强度也有长期变化。变化的分量分离表明，偶极磁场的轴，嵌入在中子星，是向恒星赤道移动。这种磁场的演化可以解释为什么脉冲星没有像预期的那样通过旋转偶极磁场的简单制动而自旋下降。
2013-11-02 astro-ph.HE
