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
On the flux density spectral property of high linearly polarized signal from Pulsar J0332+5434
本研究利用GMRT在300-750 MHz观测脉冲星J0332+5434，发现高线偏振信号呈宽带窄尖峰特征，谱形似倒抛物线，PPA沿单一RVM轨迹（X模），支持其由带电孤子CCR非相干叠加产生。
2024-08-21 astro-ph.HE
Origin of Pulsar Radio Emission
自从半个多世纪前发现恒星是明亮的相干射电发射源以来，发射的原因一直是个谜。在这封信中，我们证明了相干辐射可以直接产生在非稳态对等离子体放电，这是负责充满脉冲星磁层等离子体。通过大规模的二维动力学等离子体模拟，我们表明，如果对创建跨磁场线是不均匀的，由新鲜产生的对等离子体的电场的屏蔽是伴随着电磁波的性质的发射。利用屏蔽过程的局部模拟，我们确定这些波作为超光速的普通（O）模式，这应该自由地逃离磁层的等离子体密度沿波的路径下降。波的频谱是宽带和频率范围是观测到的脉冲星无线电辐射。
2020-06-25 astro-ph.HE
Radio Emission by Soliton Formation in Relativistically Hot Streaming Pulsar Pair Plasmas
一些可能的脉冲星射电发射机制是基于相对论热电子-正电子对等离子体中的流不稳定性。在饱和时，不稳定波原则上可以形成稳定的孤立波，可以发出观测到的强烈无线电信号。我们寻找了合适的等离子体参数，这将导致孤子的形成，研究它们的性质和动力学，以及由此产生的振荡的电子和正电子可能导致无线电波发射。我们利用一个一维版本的相对论粒子在细胞代码ACRONYM初始化一个适当的参数化一维Maxwell-Jüttner速度空间粒子分布，研究脉冲星对等离子体中产生的流不稳定性的演变。我们发现，当等离子体的归一化逆温度为$ρ\geq 1.66$或相对漂移速度为洛伦兹因子$γ> 40$时，可以形成强的静电超光速L模孤子。孤子的参数满足波发射条件。在适当的脉冲星参数下，超光速孤子的能量密度可以达到$1.1 \times 10^5$ erg $\cdot$ cm $^{-3}$，而亚光速孤子的能量密度只能达到$1.2 \times 10^4$ erg $\cdot$ cm $^{-3}$ .估计的能量密度高达$7 \times 10^{12}$ erg $\cdot$ cm $^{-3}$，足以解释脉冲星的纳米爆炸。
2021-07-19 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A rotation-driven pulsar radio emission mechanism
我们提出并讨论了另一种脉冲星无线电发射机制，依赖于旋转驱动的等离子体振荡，而不是在一个光束驱动的不稳定性，并建议它可能是通用的无线电发射机制的脉冲星。我们将这些振荡识别为脉冲星等离子体中的超光速纵波，并指出这些波可以直接以O模逃逸。我们认为，振荡的频率是$ω_0\approxω_{\rm p}(2\langleγ\rangle)^{1/2}/γ_{\rm s}$，其中$γ_{\rm s}$是整体流动的洛伦兹因子和$\langleγ\rangle$是平均洛伦兹因子在静止框架的等离子体。等离子体频率$ω_{\rm p}$对径向距离的依赖性意味着特定的频率-半径映射，$ω_0\propto r^{-3/2}$。如果这些振荡是在我们称为纤维的过密、场对准的区域中产生的，那么这些振荡中的能量逃逸是可能的;波能最初被折射到纤维之间的欠密区域，这些区域充当管道。讨论了该模型对解释脉冲星射电辐射的一些意义。
2020-11-12 astro-ph.HE
The Thousand-Pulsar-Array programme on MeerKAT XIV: On the high linearly polarized pulsar signals
本文在TPA的249颗亮脉冲星上验证仅用线偏振度大于80%采样拟合RVM的方法，将失败率由59%降至5%，支持相干曲率辐射机制。
2024-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Of Winds and Waves
本文综述了近年来脉冲星风中超光速波性质的研究工作。据推测，这些波在将风与周围星云分开的终止激波中起着重要作用。
2011-11-08 astro-ph.HE
Dependence of the flux of gamma-ray pulsars on distance: A nonparametric analysis of the data in the second FERMI catalogue
脉冲星的伽玛射线光度被认为比射电光度高出几个数量级：这个概念是基于这样一个假设，即伽玛射线脉冲的通量随距离的衰减和射电脉冲的通量一样遵循平方反比定律。然而，通过Efron-Petrosian统计检验伽马射线双星的光度和距离独立性假设的结果意味着，第二个{ \it FERMI}星表中的观测数据与这些双星的通量密度$S$对它们的距离$D$的依赖性$S\propto D^{-3/2}$是一致的，其显著性水平远远高于它们与$S\propto D^{-2}$的依赖性。这与能量守恒的要求并不矛盾，因为Ardavan [{ \it Mon.没有R.宇航员协会}，{ \bf 507}，4530--4563（2021）]，其中显示出在中子星的磁层中的超光速运动电流片产生了观测到的伽马射线脉冲，它本质上是瞬态的：以恒星为中心的任何两个球体之间的功率通量的差异被包含在这些球体所包围的壳层内的能量随时间的变化所平衡。一旦对它们的数值的过高估计得到纠正，伽马射线双星的光度就变成了与射电双星的光度具有相同的数值范围。
2022-01-23 astro-ph.HE
Wave dispersion in pulsar plasma: 2. Pulsar frame
本文讨论了脉冲星等离子体中的波色散，强调了不同惯性系的相关性，特别是等离子体静止系${\cal K}$和等离子体以速度$β_{\rm s}$流动的脉冲星系${\cal K}'$。洛伦兹变换的效果上都亚光速，$|z|<1$，和超光速，$|z|>1$，波进行了讨论。有人认为，一个相对论流分布的首选应该是一个洛伦兹变换的尤特纳分布，这样的分布相比，包括相对论流高斯分布的其他选择。给出了介电张量的洛伦兹变换，并利用它导出了${\cal K}$和${\cal K}'$中相对论等离子体色散函数之间的显式关系。结果表明，色散方程可以写成一个不变的形式，这意味着在任何两个惯性系的波模式之间的一一对应。虽然在等离子体静止坐标系中只有三种模式，但${\cal K}$中的反向传播或负频率解有可能转化为${\cal K}'$中的附加正频率解，这些正频率解可被视为附加模式。
2019-06-03 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Bunch Expansion as a cause for Pulsar Radio Emissions
脉冲星磁层级联过程产生的电子-正电子云（聚束）产生的电磁波被用来解释脉冲星的射电辐射。为了验证这一假设，我们第一次利用粒子在细胞（PIC-）代码模拟研究电子-正电子束的非线性演化依赖于电子和正电子的相对漂移速度，对初始等离子体温度，和束之间的初始距离。为此，我们利用PIC代码ACRONYM与高阶场求解器和粒子加权因子，适当地描述相对论对等离子体。我们发现，束团膨胀主要取决于电子-正电子的相对漂移速度。发现有限的漂移速度导致产生高达$E \sim 7.5 \times 10^{5}$ V/cm（$E / (m_\mathrm{e} c ω_\mathrm{p} e^{-1}) \sim 4.4$）的强电场和强等离子体加热。结果，高达15%的初始动能转化为电场能。假设电子和正电子的分布相同，我们发现连续发射的聚束中最快的（在聚束参考系中）粒子最终在动量（速度）空间中重叠。这种重叠导致双流不稳定性，产生（静电）亚腔L模式波，电场振幅高达$E \sim 1.9\times 10^{4}$ V/cm（$E / (m_\mathrm{e} c ω_\mathrm{p} e^{-1}) \sim 0.11$）。我们发现，电子位置聚束的相互作用导致等离子体加热，产生强电场和强烈的超光速L-模式波，原则上，可以在观测到的电磁辐射在无线电波范围内的恒星。
2021-06-25 astro-ph.HE
Electron acceleration at pulsar wind termination shocks
我们研究了脉冲星风星云（PWNe）中电子和正电子在电磁修正的超相对论激波中的加速。我们模拟了由一个倾斜旋转的脉冲星在其终止激波附近产生的外流与双流体代码，使用磁剪切波来模仿风的属性。我们整合电子轨迹的测试粒子的限制，在所产生的背景电磁场分析注入机制。我们发现，冲击波前兆结构激发和反射了相当大一部分粒子，这些粒子可用于进一步加速。我们用蒙特卡罗程序研究了小尺度磁涨落维持的一阶费米过程。我们发现，在两个不同的制度进行的加速：当陀螺半径$r_{\textrm{g}}$超过波长的剪切$λ$，该过程是非常相似的相对论，平行冲击的一阶费米加速。这种状态对应于允许超光速波传播的低密度风。当$r_{\textrm{g}}<λ$时，其对应于驱动重连的场景，频谱更柔和。
2016-12-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the origin and physics of Gamma Flares in Crab Nebula
我们考虑脉冲星PSR 0531磁层中静电波的参量产生。结果表明，在这个机制的框架下，有可能将脉冲星的转动能量转换成朗缪尔波的能量。最大的增长率是在“超光速”区域，在那里的扰动相速度超过光速。因此，电磁波不会对粒子产生阻尼作用。相反，它们会产生等离子体凝聚，并在脉冲星磁层之外进行，到达蟹状星云。它表明，从轻圆柱体的星云的活动区域的等离子体凝聚体的能量的转移几乎没有损失。与磁层的等离子体不同，星云的等离子体含有离子，即，它可能维持调制不稳定性，这导致朗缪尔凝聚体的崩溃。朗缪尔波的坍缩反过来又导致分布函数粒子的加速。此外，我们考虑的过程导致的自陷的同步辐射，导致辐射强度的增长，这表现为观测耀斑本身。导出了自陷发生的条件，表明如果这种现象发生在$~100 MeV$，那么它不会发生在较低（或较高）的能量。这种特定的高/低能量截止可以解释为什么当我们观察100 MeV的耀斑时，在低/高能量下没有观察到增强的发射！
2015-01-27 astro-ph.HE
Sensitivity of new detection method for ultra-low frequency gravitational waves with pulsar spin-down rate statistics
Yonemaru et al.（2016）提出了一种新的超低频引力波（GW）探测方法，其频率远低于脉冲星定时阵列（PTA）的观测范围。在PTA分析中，超低频GWs（$\lesssim 10^{-10}$ Hz）在观测时间跨度内线性演化，被脉冲星自旋下降速率吸收，因为两者对脉冲到达时间具有相同的影响。因此，这样的GW不能通过传统的PTA方法检测到。然而，观测到的自旋下降率的偏差取决于脉冲星和GW源的相对方向，并显示在天空中的四极图案。因此，如果我们根据在天空中的位置来划分恒星，并观察自旋下降速率的统计差异，则可以检测到来自单个源的超低频GW。在本文中，我们评估的潜力，这种方法的蒙特卡罗模拟和估计的灵敏度，只考虑“地球项”，而“脉冲星项”的行为就像GW频率$10^{-13}-10^{-10}$ Hz的随机噪声。我们发现，与3,000毫秒的射电星，这是预计将发现的未来调查与平方公里阵列，GW的振幅的导数约为$3 \times 10^{-19}~\rm{s}^{-1}$原则上可以检测到。最后给出了Sgr ${}^*$和M87中可能存在的超大质量双星黑洞的意义。
2018-04-17 astro-ph.HE
Phase-resolved polarization properties of the pulsar striped wind synchrotron emission
自从五年多前费米望远镜发射以来，已经发现了许多新的伽马射线脉冲星，它们具有有趣的特性，挑战了我们目前对脉冲星物理学的理解。对蟹状星云脉冲星的观测提供了对脉冲光谱的宽带分析，相位分辨的变化允许改进现有的模型来解释脉冲形状，光谱和偏振特性。后者给出了发射区域的几何形状以及磁场的结构的内部。基于有限电流片厚度条纹风的精确解析解，详细分析了同步辐射产生的相位分辨偏振变化。我们假设，主要贡献的风发射率来自一个薄的过渡层，占主导地位的环形磁场反转其极性，所谓的电流片。产生的辐射主要是线性偏振的。在非脉冲区，电矢量位于脉冲星旋转轴在天空平面上的投影方向上。该属性是风模型所独有的，并且与Crab数据非常一致。其他属性，如减少程度的偏振和特征扫描的脉冲内的偏振角也被再现。这些性质在定性上不受风洛伦兹因子、轻子注入幂律指数、冷热粒子对比度、脉冲星倾角和视线倾斜度变化的影响。
2013-08-05 astro-ph.HE
Dissipation of the striped pulsar wind
快速旋转的中子星吹出主要由电子-正电子对组成的相对论性磁化风。风的自由膨胀在远离中子星的地方终止，在那里形成了弱磁化的脉冲星风星云，这意味着上游某处有有效的磁耗散。分离两个磁极的风流片通常被认为是通过相对论重联进行磁耗散的最自然的地方，但其效率仍然是一个悬而未决的问题。在这里，这项工作的目标是重新审视这个问题的最新进展的理解重联和脉冲星电动力学。我们进行大的二维粒子在细胞模拟的倾斜旋转捕捉多尺度演变的风。我们发现，电流片分裂成一个动态链的磁岛分离的次级薄电流片。随着重联的进行，薄片厚度随半径线性增加，而坡印亭通量单调减小。条纹完全湮灭的半径由光柱处的等离子体多重性参数给出。只要在片层形成的地方有足够的电荷，在完全耗散之前，片层内的电流饥饿就不会发生。粒子被有效地加热到由光柱处的磁化参数设定的特征能量。高能脉冲同步辐射峰值接近光柱，并提出了与等离子体团的形成在片材的子脉冲的变化。这项研究表明，条纹风的组成部分消散之前，在孤立的恒星，甚至在非常高的多重性系统，如蟹状星云脉冲星的终止冲击。双星系统中的脉冲星可能提供研究风中磁耗散的最佳环境。
2017-10-19 astro-ph.HE
High-resolution Very Large Array Radio Observations of the Boomerang Pulsar Wind Nebula
The University of Hong Kong（香港大学）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）
利用VLBA高分辨率观测，发现Boomerang脉冲星风云中新的小尺度结构，并通过偏振测量推断磁场强度。
2026-10-09 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae as Cosmic Pevatrons: A Current Sheet's Tale
我从理论和个人的角度概述了脉冲星风星云作为宇宙加速器的重要特征。我讨论了脉冲星风星云（PWNe）的最新研究。我特别注意最近发现的伽玛射线耀斑在蟹状星云的排放，重点是可能性，提出的意见，即加速电场超过磁场，这表明重联在持续电流层（电流片）起着重要的作用，在这个良好的研究Pevatron的行为。我地址的终止冲击模型的粒子加速器，将风流能量所观察到的非热粒子谱的现状，得出结论，它有一些主要的困难有关的横向磁几何形状的冲击波。我讨论了最近的工作推断对流出率，这是超过现有的理论预测对创建，并利用这些结果指出，随之而来的风的质量载荷将风的整体流4-速度降低到这样一个程度，即在终端激波上游的脉冲星风中的磁场耗散将恢复到生命状态，作为一个可行的模型来求解“sigma问题”。我讨论了一些建议，支持结构化（“条纹”）的上游磁场的电流流中的电流饥饿诱导过渡到超光速波传播。我表明，目前的饥饿可能不会发生，因为这些电流进行的电流片分离有条纹，而不是在条纹本身。
2012-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Radio Continuum and Polarisation Study of the pulsar wind nebula CTB87 (G74.9+1.2)
我们提出了无线电连续和线性偏振观测的脉冲星风星云CTB87（G74.9+1.2）与Effelsberg 100米射电望远镜之间的4.75和32 GHz。对这些新数据的分析，包括加拿大银河平面调查局在1420兆赫和408兆赫的存档低频观测数据，表明CTB 87由两个不同的发射成分组成：一个紧凑的肾形组件，14个x 8.5个（7.8'x4.8'）的大小和一个较大的弥漫性，球形和中央峰的组成部分，直径约30 pc（17 '）。肾形的组成部分具有更陡峭的无线电连续谱，是高度线性极化的，可能代表了一个遗留的脉冲星风星云。漫射分量代表PWN在空腔或恒星风气泡内膨胀的未受干扰部分。先前报告的10千兆赫以上的频谱中断可能是缺少大规模发射和高频无线电连续观测灵敏度不足的结果。对系统演化的模拟得出该系统的年龄约为18，000年，是II型超新星爆发的结果，其喷出物质量约为12个太阳质量，爆炸能量约为7 x 10^50 erg。我们还在偏振数据中发现了射电壳层的证据，它代表了以大约13 pc的半径进入分子云复合体的冲击波。
2020-05-13 astro-ph.HE
The SUrvey for Pulsars and Extragalactic Radio Bursts III: Polarization properties of FRBs 160102 & 151230
本文报道了在帕克斯射电望远镜脉冲星和河外射电暴巡天（SUPERB）中发现的两个快速射电暴（FRB）：151230和160102的偏振特性。观察到FRB 151230为6 $\pm$ 11%圆偏振和35 $\pm$ 13%线偏振，旋转测量（RM）与零一致。相反，对于RM = -221（6）rad m $^{-2}$，观察到FRB 160102具有30 $\pm$ 11%的圆偏振分数、84 $\pm$ 15%的线偏振分数以及迄今为止FRB的最高测量DM（2596.1 $\pm$ 0.3 pc cm $^{-3}$）。我们研究可能的祖先模型FRB 160102在河外，非宇宙学和宇宙学的情况。在考虑了银河系前景贡献后，我们估计低红移情况下的内禀RM为-256（9）rad m $^{-2}$，而高红移情况下的内禀RM为$\sim 2.4 \times 10^{2}$ rad m $^{-2}$。我们评估这些场景的相对可能性以及如何测试每种场景。我们还对散射度量进行了约束，并研究了散射对信号偏振位置角的影响。
2018-04-27 astro-ph.HE
The Thousand-Pulsar-Array programme on MeerKAT III: Giant pulse characteristics of PSR J0540$-$6919
PSR J0540 $-$ 6919是已知的第二大能量的射电脉冲星，位于大麦哲伦星云中。像蟹状星云脉冲星一样，它被观测到发射巨大的无线电脉冲（GPS）。我们在MeerKAT射电望远镜上使用了新委托的PTUSE仪器，在三次观测中搜索GPS。在5.7小时的总积分时间内，我们检测到865个脉冲高于我们的7个PDMATHAMN阈值。与完整的偏振信息的一个子集的数据，我们估计的法拉第旋转措施，$\rm{RM}=-245.8 \pm 1.0$ rad m $^{-2}$对脉冲星。这些脉冲中最亮的是$\sim$ 60%线性偏振的，但偏振分数的脉冲间变化是显著的。我们发现，累积GP通量分布遵循指数为$-2.75 \pm 0.02$的幂律分布。虽然检测到的GP仅占平均通量的$\sim$ 10%，但它们的平均脉冲形状与积分脉冲轮廓无法区分，我们假设没有潜在的发射。脉冲在L波段频率下散射，其中最亮的脉冲在1.2 GHz下表现出$τ= 0.92 \pm 0.02$ ms的散射时间尺度。我们发现几个巨星显示非常窄带的“通量结”，类似于在许多快速射电爆发中看到的，我们断言这不可能是由于闪烁或等离子体透镜。GP的到达时间分布被发现是泊松的所有，但最短的时间尺度，我们发现四个GP在六个旋转，如果GP是统计独立的，预计将发生在只有1 7000观察相当于我们的数据。
2021-05-19 astro-ph.HE
Polarization studies of Rotating Radio Transients
利用64 m Parkes射电望远镜研究了22个已知的旋转射电瞬变（RRAT）的偏振特性，给出了17个RRAT的法拉第旋转测度（RM），其中17个RRAT的线偏振通量超过关脉冲噪声3 $σ$。使用跨越最大可测量范围$\pm1.18 \times 10^5 \, \mathrm{rad \, m^2}$（步长为1 $\mathrm{rad \, m^2}$）的试验RM的强力搜索，然后使用迭代细化算法，估计每个RM。测量的RRAT RM在|RM| $\sim 1$到$\sim 950$ rad m $^{-2}$的范围内，平均线性偏振分数为$\sim 40$ %。观察到单个脉冲高达100%线性偏振。RRAT的RM和相应的推断的平均磁场（平行于视线和自由电子密度加权）被观察到与银河系平面脉冲星人口是一致的。法拉第旋转分析通常是在积累的脉冲星数据上进行的，对于这些数据，已经整合了数百到数千个脉冲，而不是单个脉冲。因此，我们验证了迭代细化算法进行蒙特卡罗模拟的人工单脉冲在很宽的范围内的S/N和RM。在线性偏振通量的S/N为17及以上时，迭代细化100%地恢复了模拟RM值，其典型平均不确定度为$\sim5$ rad m $^{-2}$。这里描述和验证的方法也已成功地用于确定可靠的RM的几个快速无线电爆发（FRB）发现在帕克斯。
2019-05-15 astro-ph.HE
The Thousand-Pulsar-Array programme on MeerKAT XIII: Timing, flux density, rotation measure and dispersion measure timeseries of 597 pulsars
本文基于MeerKAT对597颗脉冲星四年的计时观测，通过高斯过程建模测量自旋频率导数，系统分析了DM和RM的长期变化规律，发现DM变化与DM线性相关而RM变化主要受星际磁场影响，并揭示普通脉冲星的DM变化幅度约为毫秒脉冲星的5倍。
2024-04-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Orbital evolution of colliding star and pulsar winds in 2D and 3D; effects of: dimensionality, EoS, resolution, and grid size
双星中一颗大质量恒星和一颗非吸积脉冲星的激波所形成的结构会受到轨道和非线性动力学起源的周期性和随机变化的影响。第一次，我们模拟了三维各向同性恒星和相对论脉冲星风的相互作用，沿着1个完整的轨道，尺度远远超过了二进制的大小。我们还研究了网格分辨率和大小的影响，以及不同的EOO：一个伽马常数的理想气体，和一个理想气体与伽马依赖于温度。我们进行了，与代码PLUTO，相对论HD模拟在2和3 D的相互作用的慢风和相对论风与伽玛=2沿1个完整的轨道高达~100 x的二进制大小。不同的2-D模拟进行了相同的和更大的网格分辨率和大小，其中一个是用一个更现实的状态方程，比在3 D。三维模拟证实了以前二维模拟的结果.在三维中，激波流的不稳定性增长更快，这增强了激波、混合和大尺度扰动的存在。在2D中，更高分辨率的模拟证实了更低分辨率的结果，更大网格尺寸的模拟强化了冲击风结构失去全局一致性的情况，并且使用2种不同EoO的模拟产生了非常相似的结果。除了KHI，我们发现，Richtmyer-Meshkov和RTI很可能是共同作用的冲击流的演变。三维模拟证实，恒星风和脉冲星风的相互作用产生了非线性演化和强烈纠缠的结构。这种演变伴随着强烈的动能耗散、流向和速度的快速变化以及湍流运动。结果加强的情况下，大尺度上的冲击结构的全球一致性的损失，虽然更高的脉冲星风速模拟是必要的。
2015-03-06 astro-ph.HE
Inductive spikes in the Crab Nebula - a theory of gamma-ray flares
我们表明，神秘的，快速变化的发射在~400兆电子伏观测到的蟹状星云的AGILE和费米实验可能是脉冲星风的质量负载突然下降的结果。维持风中波浪活动所需的电流则由极少数高洛伦兹因子的粒子携带。在撞击星云时，这些粒子产生了一个紧密的光束，高亮度的硬伽马射线爆发，类似于观察到的。这意味着（i）发射是星云环向场中的同步辐射，因此是线性偏振的;（ii）这种机制可能有助于其他强大的恒星的伽马射线发射，如麦哲伦云天体J 0537 -6910和B 0540 -69。
2017-10-12 astro-ph.HE
On the overlap reduction function of pulsar timing array searches for gravitational waves in modified gravity
本文研究修改引力中PTA引力波搜索的重叠约化函数，发现自相关系数Γ_aa的发散是非物理的，提供了精确解析表达式，并修正了超光速相速度下的Γ_ab结果，为拟合修改引力理论到PTA数据奠定基础。
2025-01-31 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
X-ray Polarimetry of X-ray Pulsars
利用IXPE对十几颗X射线脉冲星的观测，发现偏振角随脉冲相位的变化符合旋转矢量模型，据此确定了脉冲星几何结构并证实Her X-1中子星自由进动，还发现吸积盘风散射产生的非脉冲偏振辐射。
2024-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can the Efron-Petrosian Method Recover the Inverse-Square Distance Law for Simulated Radio Pulsar Fluxes?
Indian Institute of Technology, Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
Efron-Petrosian方法在处理射电脉冲星流量时无法准确恢复反平方距离定律，但通过基于流量截断的合成目录可实现更精确的恢复。
2026-08-07 astro-ph.HE astro-ph.IM
Cosmic Variance in Anisotropy Searches at Pulsar Timing Arrays
针对 PTA 探测 GWB 时宇宙方差可造成表观各向异性的问题，本文证明统计推断仍保持稳健，并给出最大可约束多极矩随脉冲星数线性增长的关系。
2025-08-28 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Shedding new light on the Crab with polarized X-rays
强磁场、同步辐射和康普顿散射在紧凑的天体X射线源中无所不在。因此，预期X射线能带中的发射是线性偏振的。X射线偏振测量提供了一种独特的诊断方法来研究发射过程背后的位置和基本机制。本文首次报道了在硬X射线波段（~20-160 keV）内，来自明亮的天体X射线源蟹状星云的发射偏振。蟹状星云是一个复杂系统，由一个中央脉冲星、一个弥散的脉冲星风星云以及星云内部的结构（包括喷流和环面）组成。测量是由一个专门建造和校准的偏振计，PoGO+。极化矢量与脉冲星的自旋轴成一直线，极化率PF =（20.9 $\pm$ 5.0）%。这比光学漫射星云的要高，意味着发射点更紧凑，尽管不如，例如，同步加速器结相反，在更高的能量测量，没有显着的时间演变的相位积分偏振参数观察。脉冲星本身的偏振参数首次在X射线能量带测量，并与光学波长的观测结果一致。
2017-06-28 astro-ph.HE astro-ph.IM
Linear Mode Conversion in Ultramagnetized Pair Plasmas: Single-Parameter Scaling
Dartmouth College（达特茅斯学院）；Princeton University（普林斯顿大学）
本文提出了一种统一理论，描述中子星磁层中Alfven、超光速寻常和异常模式之间的线性转换，通过单参数控制转换效率，解释了脉冲星和快速射电暴的偏振特征。
2026-03-10 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Rotation Measure synthesis study and polarized properties of PSR J1745-2900 at 7 mm
我们目前的干涉偏振观测最近发现的磁星J1745-2900在银河系中心附近的结果。用卡尔G. 2014年2月21日，Jansky甚大阵列（VLA）在40-48 GHz范围内。采用全极化方式和A型阵列结构。脉冲星的平均总通量密度和线偏振通量密度分别为2.3 $\pm$ 0.31 mJy/束和1.5 $\pm$ 0.2 mJy/束。分析显示旋转测量（RM）为（-67 $\pm$ 3）× 10 $^3$ rad/m $^2$，这与先前在较长波长下的测量结果非常一致。这些高频观测对高达~ 2x 10 $^7$ rad/m $^2$的RM值敏感。然而，法拉第RM合成技术的应用并没有揭示其他显着的RM成分的脉冲星发射。这支持了一个单一的薄法拉第旋转屏幕的外部性质，它应该位于银河系中心附近。法拉第修正后的内禀电矢量位置角为16 $\pm$ 9度，与脉冲星横向速度的位置角一致。迄今为止，对脉冲星RM值的所有测量，包括这里提出的测量，都在误差范围内一致，这表明法拉第旋转介质具有稳定的性质。
2016-04-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Need For Speed: Rapid Refitting Techniques for Bayesian Spectral Characterization of the Gravitational Wave Background Using PTAs
针对PTA引力波背景谱表征计算昂贵的问题，提出基于中间分析产品的快速重拟合技术，速度提升2-4个数量级，并证明长计时脉冲星主导谱恢复。
2023-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
