Supercritical Accretion onto a Non-Magnetized Neutron Star: Why is it Feasible?
为了理解为什么超临界吸积在中子星上是可行的，我们仔细研究吸积流动力学的2.5维广义相对论（GR）辐射磁流体动力学（RMHD）模拟，比较吸积到非磁化中子星（NS）和黑洞（BH）的情况。超临界黑洞吸积相对容易，因为黑洞可以吞噬多余的辐射能量，因此辐射通量可以在其附近向内。这种机制对于具有固体表面的NS永远不起作用。事实上，我们发现辐射力总是向外的。相反，我们发现由于强辐射压力驱动的外流，质量吸积率显着降低。辐射通量$F_\mathrm{rad}$是自调节的，使得辐射力与重力和离心力的总和平衡。即使当辐射能量密度远远超过爱丁顿光度$E_\mathrm{rad} \simeq F_\mathrm{rad}τ/c> 10^2 L_\mathrm{Edd}/(4πr^2 c)$的预期值时，辐射通量也总是保持在一定值以下，这使得有可能不将所有气体从盘上吹走。这些效应使超临界吸积成为可能。我们还发现，一个沉降区，吸积显着减速辐射垫，周围NS表面形成。在沉降区，辐射温度和质量密度分别大致遵循$T_\mathrm{rad} \propto r^{-1}$和$ρ\propto r^{-3}$。黑洞周围没有沉降区，物质可以直接被黑洞以超音速吞噬。
2017-12-06 astro-ph.HE
Radiation Spectrum of a Magnetized Supercritical Accretion Disc with Thermal Conduction
本文研究了热传导对超临界热磁化流观测性质的影响。当热传导起重要作用时，得到了磁化圆盘的自相似解。在我们的第一篇论文（Ghasemnezhad et al. 2012（以下简称GKA 12））之后，我们扩展了我们对圆盘观测外观的解决方案，以显示物理条件（如热传导，粘度和平流）如何改变圆盘的观测光度，绘制了此类圆盘的连续光谱和表面温度。我们应用本模型的黑洞X射线双星LMC X-3和窄线塞弗特1星系，这是假设下的临界吸积率。结果表明，表面温度与热传导、磁场和平流参数密切相关。然而，我们看到，热传导的行为，以反对温度梯度，因为我们预期和观察到的光度的光盘将减少时，热传导是高的。我们已经证明，在这个模型中，临界吸积流的谱强烈依赖于倾角。
2013-04-24 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
Radiative MHD Simulations of Photon Bubbles in Radiation-Supported Magnetized Atmospheres of Neutron Stars with Isotropic Thomson Scattering
在X射线源和脉动超铝X射线源中，磁化的、辐射压主导的中子星吸积柱的结构和动力学的一个主要不确定性是它们被认为是光子泡不稳定性的产物。我们提出的二维辐射相对论磁流体动力学模拟的非吸积，静态大气的研究假设各向同性汤姆逊散射在慢扩散制度，这是相关的中子星吸积柱的发展这种不稳定性的结果。光子气泡通常朝向较短波长生长得更快，直到在辐射粘度长度尺度处实现最大生长速率，该辐射粘度长度尺度通常相当小并且需要高数值分辨率来模拟。我们详细证实了我们的模拟结果和线性理论之间的一致性，并表明，非线性演化不可避免地导致大气的崩溃与高分辨率的模拟崩溃更快，由于存在较短的长度尺度的非线性结构。至少在具有水平周期性边界条件的静态大气中，这种分辨率依赖性可能使中子星吸积柱中光子泡不稳定性的非线性动力学模拟具有挑战性。这些困难是否会持续下去还有待观察，包括吸积流通过顶部和磁限制的水平边界，通过光子可以逃脱。我们的研究结果为今后的工作奠定了基础。
2021-10-06 astro-ph.HE
Strongly Magnetized Sources: QED and X-ray Polarization
量子电动力学的辐射修正使穿过磁场的真空成为双折射的。这意味着不同偏振的辐射以不同的速度传播。即使在天体物理源的强磁场中，速度的差异也很小;然而，它对强磁化源预期的极化程度有深远的影响。我们演示了如何产生的双折射的第一性原理，双折射如何影响辐射的偏振态，并提出了最近的计算预期从磁星和X射线的偏振。
2018-07-17 astro-ph.HE
Physics and phenomenology of weakly magnetized, relativistic astrophysical shock waves
弱磁化的相对论性无碰撞激波不仅是高能天体物理源中相对论性喷流的自然产物，而且还与通过粒子加速和辐射的能量耗散的一些最突出的表现有关。也许它们最奇特和最令人兴奋的特征是，维持加速过程的磁化湍流，以及（可能）次级辐射本身，是由被加速的粒子本身自激发的，因此这些冲击波的现象学在很大程度上取决于冲击波的微观物理。在这篇评论中，我们绘制了一个状态报告，这种微观物理，基准分析参数与粒子在细胞模拟，并提取直接感兴趣的现象学的后果，特别是关于所谓的微观物理参数中使用的现象学研究。
2020-12-16 astro-ph.HE
High energy radiation from luminous and magnetized stars
部分早型星具有强偶极磁场的特征，这种强偶极磁场被来自星表面的稠密风的外流所改变。在离地表一定距离处（阿尔芬半径以上），风驱动磁场进入偶极磁场赤道区的重联。我们建议，电子加速在这些重联地区可以负责有效的康普顿恒星辐射产生的伽马射线发射。我们调查的电子在赤道地区的磁层的传播，包括他们的平流与赤道风。同步加速器和IC光谱的计算假设的一个重要部分的风能转移到相对论电子。作为一个例子，我们考虑了明亮的强磁化恒星HD 37022（$Θ^1$ Ori C）的参数。IC伽马射线发射预计将被检测到无论是在GeV的能量范围内的费米-LAT望远镜或在亚TeV的能量由切伦科夫望远镜阵列。然而，由于恒星风通常是随时间变化的，并且磁轴可以倾斜于恒星的旋转轴，因此伽马射线发射预计会随着恒星的旋转周期而变化，并且在更长的时间尺度上，随着磁场活动的恒星圈而变化。这些特征可以作为对所提出的单个发光恒星伽马射线发射设想的检验。
2021-08-04 astro-ph.HE
Magnetized Shocks Mediated by Radiation from Leptonic and Hadronic Processes
Niels Bohr International Academy and DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
研究磁化激波中辐射对粒子加速和光谱分布的影响，探讨磁化和非热辐射对激波结构的作用，揭示多信使辐射的预报重要性。
2026-04-13 astro-ph.HE
Radiation Reaction effects on Coherent Emission in Relativistic Magnetized Shocks
State Key Laboratory of Ultra-intense Laser Science and Technology, Shanghai Institute of Optics and Fine Mechanics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海光学精密机械研究所）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南大学）
通过粒子模拟研究辐射反作用效应对相对论磁化激波中电子动力学和相干辐射的影响，发现其抑制电子能量、增强辐射强度并改变频谱特征，可能与快速射电暴观测现象相关。
2026-06-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Inspiral of a Spinning Black Hole--Magnetized Neutron Star Binary: Increasing Charge and Electromagnetic Emission
黑洞-中子星双星的并合一直是天体物理学研究的热点之一，因为这类事件可能产生包括引力波和宽带电磁波在内的多信使信号。在本文中，我们研究了自旋BH和磁化NS组成的双星螺旋的电磁辐射。在观测上，BH通常比$\sim7M_\odot$质量更大，NS的质量为$\simeq 1.4M_\odot$。在这样一个双星的螺旋过程中，BH将根据Wald的充电情况积累越来越多的电荷，尽管BH最终将不可避免地吞下NS。通过磁偶极辐射、电偶极辐射和磁重联三种能量耗散机制计算了辐射的亮度和能量。我们发现，磁偶极子辐射由于自旋的越来越多的充电BH和磁重联之间的BH和NS可能是最显着的最后inspiral阶段。我们发现，如果BH快速旋转，NS被强烈磁化，这些机制将导致可检测的EM信号（例如，短持续时间的X射线瞬变）。
2019-03-08 astro-ph.HE
Polarized Radiation Signals from Highly Magnetized Neutron Star Surfaces
中子星的表面由于存在强磁场，很可能是强极化软X射线的来源。表面层中的散射输运对于确定光强度的出射各向异性至关重要，并且受到线偏振和圆偏振信息之间复杂相互作用的强烈影响。我们已经开发了一个磁汤姆逊散射模拟模型的外层完全电离的大气在这样的紧凑的对象。在这里，我们总结了从扩展的大气模拟，跨越相当大的范围内的磁colatitudes出现的强度和偏振。光从表面到无限远的广义相对论传播完全包括在内。当在各种场方向上求和时，净偏振度是适度的并且不是很小。这些结果为NASA新的IXPE X射线偏振仪和未来的X射线偏振测量任务提供了重要的观测基础。
2022-07-11 astro-ph.HE
Theory of the Jitter radiation in a magnetized plasma accompanying temperature gradient
利用等离子体动力学理论重新研究了伴随温度梯度的磁化等离子体的线性稳定性。将各向异性速度分布函数分解为两个分量。一个与平行于背景磁场的温度梯度成正比，另一个与垂直于背景磁场的温度梯度成正比。由于各向异性速度分布函数的幅值与热导率成正比，并且垂直于磁场的热导率大大降低，因此各向异性速度分布函数的第一分量占主导地位。沿背景磁场方向的温度梯度引起的各向异性速度分布函数驱动等离子体动力学不稳定性，激发出圆极化磁等离子体波。这种不稳定性与弱磁化等离子体中的韦伯不稳定性几乎相同。然而，取决于模式的波矢量是平行于还是反平行于背景磁场，生长速率由于背景磁场而被抑制或增强。在强磁化等离子体中，一个模式是稳定的，只有一个模式保持不稳定。首次推导了相对论电子在不稳定性驱动的等离子体波作用下穿过磁化等离子体时所发射的Jitter辐射谱公式。同步辐射和Jitter辐射是从同一个相对论电子中同时发射出来的，Jitter辐射是圆偏振的，但偏振度很小，因为不稳定性激发出的左右手圆偏振磁波数量几乎相同。
2016-01-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Cyclotron line formation in the magnetized atmospheres of compact stars: I. The transfer equations for polarized radiation
我们发现的形式的传输方程的偏振回旋辐射的大气中的紧凑型恒星，这是足够简单，允许实际实施，仍然保留所有重要的物理效应。我们考虑了回旋加速器线内辐射的频率重新分布以及相对论和量子电动力学效应。我们的分析是有效的磁场高达$10^{13}$ G和温度远低于500 keV。我们提出并比较了两种形式的辐射传递方程。第一种形式适用于中等磁场强度的致密星，典型中子星的磁场强度可达$10^{11}$ G，磁性白矮星的磁场强度可达$10^9$ G。第二种形式，斯托克斯参数，是更复杂的，但适用于即使线性模式耦合发生在散射为主的大气中的某个地方。分析磁化等离子体的色散特性{在后一种情况下，我们描述了线性模式耦合是可能的和必要的参数范围。
2016-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modified surface redshift of pulsars and magnetars by magnetized plasmas and vacuum polarization
本文在Gordon有效度规理论的框架内研究了相对论性流对等离子体中辐射的传播，特别考察了真空极化对辐射谱的影响。发现流动磁化等离子体的电磁效应、动力学效应和真空极化效应可以使恒星的辐射谱发生移动。在特殊情况下，对光谱红移的修正可以达到与引力红移相同的量级。此外，由介质引起的红移是各向异性的，并且与波模有关。对于O模，红移的修正依赖于辐射的频率。对于较低频率的辐射，修改是由等离子体效应为主，而对于较高频率的辐射，由真空极化效应。对于X模式，修改是非色散的，并占主导地位的真空极化效应。真空极化对磁星X射线辐射的红移也有显著的影响。
2013-03-01 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Systematic Analysis of the Effects of Mode Conversion on Thermal Radiation from Neutron Stars
本文系统地计算了磁化中子星发射的软X射线的偏振特性，这是下一代X射线卫星所期望观测到的。磁星是这些观测的目标之一。这是因为通常在软X射线波段观测到热辐射，并且由于中子星磁化大气中光子的两种偏振模式的不透明度不同以及强磁场中真空的介电性质，热辐射被认为是线性偏振的。在他们之前的研究中，Taverna等人说明了强磁场如何影响真空中辐射传播的偏振观测值的行为，而没有解决精确的物理发射模型。在本文中，我们注意到光子偏振模式的转换，可以发生在大气层的中子星表面上，计算偏振角和分数，并系统地改变磁场强度，辐射区的半径，温度，质量和半径的中子星。我们证实，如果等离子体的存在，模式转换的影响不能忽略时，磁场是相对较弱的，$B \sim 10^{13} \mathrm{G}$。我们的结果表明，强磁化（$B \gtrsim 10^{14} \mathrm{G}$）中子星适合于探测极化，但不那么强磁化（$B \sim 10^{13} \mathrm{G}$）中子星将是那些确认模式转换。
2017-12-11 astro-ph.HE
High energy signatures of quasi-spherical accretion onto rotating, magnetized neutron star in the ejector-accretor intermediate state
我们考虑一个简单的情况下吸积的物质到一个中子星，以了解在不同的吸积模式之间的过渡阶段，在脉冲星磁层内部的过程。分析了一个简单的准球形吸积过程到旋转的磁化致密物体上，以寻找在喷射和吸积模式之间的过渡过程中可能出现的辐射特征。研究表明，在表征脉冲星特征的参数（自转周期、表面磁场强度）和周围介质密度的特定范围内，单个中子星沿不同的磁力线存在不同的吸积模式。辐射过程的特点，即曲率和同步辐射产生的初级电子在脉冲星外间隙，预计将被修改的存在下，额外的热辐射从中子星表面。我们预言，在从纯喷射器模到纯吸积器模（或相反）的过渡过程中，可以区分出一个中间吸积态，其特征是由于脉冲星隙中产生的同步曲率谱的吸收，导致脉冲星的$γ$射线谱被截断到~ 1GeV以下.
2015-07-03 astro-ph.HE
Gravitational Radiation from Collapsing Magnetized Dust. II -- Polar Parity Perturbation --
利用规范不变微扰理论，研究了均匀尘埃坍缩过程中恒星磁场对极区引力波的影响。我们发现，引力波中的辐射能量不仅强烈地依赖于初始恒星半径，而且还依赖于极向磁分量和环向磁分量之间的比例。这种坍缩的极性引力波输出可以很容易地比我们从非磁化坍缩中得到的大几个数量级。通过对恒星坍缩产生的黑洞形成过程中辐射的引力波的探测，可以发现磁场的存在对恒星内部磁场分布的影响。
2009-04-09 astro-ph.HE gr-qc
Orbital widening due to radiation reaction around a magnetized black hole
在磁化黑洞的稳定圆轨道上运动的带电粒子，受到辐射作用后，其轨道半径会从黑洞向外移动。这种效应会导致在无穷远处静止的观察者测量到的粒子的能量和角动量增加。本文证明了这种轨道的“加宽”与场的位形无关，但它只出现在外部洛伦兹力从黑洞向外作用的情况下。该条件对应于$q L B > 0$，其中$q$和$L$是粒子的电荷和角动量，$B$是外部磁场的强度。作为轨道加宽的例子，我们考虑了两种情况，一种是外部均匀磁场，另一种是由史瓦西黑洞周围的电流回路产生的磁偶极子场。我们表明，轨道加宽是伴随着准谐波振荡的粒子是相当大的磁偶极子场。我们还估计了轨道加宽的时间尺度，由此得出，这种效应在恒星质量的黑洞附近是相关的。
2018-06-18 astro-ph.HE gr-qc
Radiation from an emitter revolving around a magnetized non-rotating black hole
天体物理学中研究黑洞的方法之一是基于电离铁原子辐射光谱的加宽。与6.4 keV处的铁发射相关联的线K $α$非常窄。如果这样的离子围绕着黑洞旋转，由于多普勒效应和引力红移效应，这条谱线实际上被加宽了。展宽谱的轮廓包含了关于黑洞引力场的信息。在黑洞附近存在规则磁场的情况下，带电离子的运动特性被改变。特别是，它们最内层的稳定圆形轨道变得更接近视界。这项工作的目的是研究这种效应如何修改由这样的离子发射的谱线的光谱展宽。我们的最终目标是分析光谱轮廓的变化是否能给我们提供关于黑洞附近磁场的信息。
2014-05-19 astro-ph.HE gr-qc
FRB 20200428 and potentially associated hard X-ray bursts: Maser emission and synchrotron radiation of electrons in a weakly magnetized plasma?
本文提出用弱磁化相对论等离子体团块中的同步脉泽辐射和电子同步辐射统一解释 FRB 20200428 与 SGR 1935+2154 硬 X 射线暴的关联，并通过蒙特卡罗模拟约束团块参数、复现观测谱。
2025-08-26 astro-ph.HE
GeV Emission from Collisional Magnetized Gamma Ray Bursts
磁场可能在伽马射线暴中起主导作用，费米卫星最近的观测表明，GeV辐射在被探测到时，到达时间比MeV分量的开始时间晚几秒钟。受此启发，我们讨论了一个磁主导的喷流模型，磁耗散和核碰撞都很重要。我们发现，对于典型的观测到的爆发的参数，这样一个模型涉及一个现实的射流结构可以重现的MeV和一个单独的GeV辐射组件，包括两者之间的时间延迟的一般功能。该模型还预测了一个多GeV的中微子组件。
2011-04-26 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino and Cascade Gamma-Ray Emission from Magnetized Turbulent Coronae in Seyfert Galaxies
Qinghai Normal University（青海师范大学）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Ludong University（鲁东大学）；Lanzhou University（兰州大学）
本文假设塞弗特星系冕区磁化湍流加速质子产生高能中微子和伽马射线，揭示了中微子与X射线光度的关系，并提出MeV伽马射线可作为检验强子冕模型的关键多信使探针。
2025-11-01 astro-ph.HE
Gamma-ray bursts from magnetized collisionally-heated jets
产生伽马射线暴（GRB）的喷流很可能携带相对于质子成分漂移的中子成分。中子-质子碰撞强烈加热喷流并产生电子-正电子对。我们调查这种加热产生的辐射使用一个新的数字代码。我们的结果证实了最近的说法，碰撞加热产生所观察到的带型谱的伽玛暴。我们将该模型扩展到研究磁场对发射光谱的影响。我们发现，频谱峰值保持在1兆电子伏附近的磁化参数$0<ε_B<2$，在我们的模拟探索的整个范围。随着$ε_B$的增加，光谱的低能量部分软化，并且在keV带中出现可见的软过量。光谱的高能量部分远高于GeV范围，并有助于费米/LAT观察到的即时发射。总的来说，碰撞机制产生的辐射光谱似乎与观测结果一致，没有对参数进行微调。
2011-06-26 astro-ph.HE
Double Compton and Cyclo-Synchrotron in Super-Eddington Disks, Magnetized Coronae, and Jets
我们提出了一个扩展的广义相对论辐射磁流体动力学代码HARMRAD占发射和吸收的热循环同步加速器，双康普顿，韧致辐射，低温OPAL不透明度以及汤姆逊和康普顿散射。我们近似的辐射场作为玻色-爱因斯坦分布，并使用辐射数能量动量守恒方程，以跟踪光子硬化。我们进行各种模拟研究这些扩展如何影响磁逮捕磁盘在爱丁顿吸积超爱丁顿率的辐射特性。我们发现，双康普顿占主导地位的韧致辐射的磁盘半径$r\sim 15r_g$（引力半径）在一百倍的爱丁顿吸积率，并在较小的半径在较低的吸积率。双康普顿和回旋同步加速器调节日冕中的辐射和气体温度，而回旋同步加速器调节喷流中的温度。有趣的是，当吸积率下降到爱丁顿时，光学上薄的日冕发展，其气体温度$T\sim 10^9$ K是盘的黑体温度的$\sim 100$倍。我们的研究结果表明，双康普顿和同步加速器在超爱丁顿磁盘，磁化电晕，和射流的重要性。
2016-09-12 astro-ph.HE gr-qc
Polarized images of charged particles in vortical motions around a magnetized Kerr black hole
本文研究磁化Kerr黑洞喷流中带电粒子的自发涡旋运动产生的偏振图像，发现存在临界磁场强度，且该辐射可作为光源形成光子环结构。
2023-11-14 astro-ph.HE gr-qc
Radiation Reaction in Relativistic Magnetized Shocks of Neutron Star Magnetospheres
Observatoire de Paris, Sorbonne Université, Université PSL, CNRS, LUX（巴黎天文台，索邦大学，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，LUX）；School of Physics and Astronomy, Tel Aviv University（特拉维夫大学物理与天文学学院）
本研究通过多流体模型和粒子模拟，发现辐射反作用不抑制磁星怪物激波的前驱辐射，仅将光谱峰值移至更高频率，且亮度由驱动波亮度和转换效率决定。
2026-10-06 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Particle acceleration and radiation reaction in a strongly magnetized rotating dipole
节录。中子星被超相对论粒子包围，这些粒子被超强电磁场有效地加速。然而，到目前为止，没有数值模拟能够处理非常高的洛伦兹因子和磁场强度的这种极端状态。这是本文的目的是研究粒子加速和辐射反应阻尼旋转磁偶极子与现实的场强典型的毫秒和年轻的恒星以及磁星。为此，我们实现了一个精确的分析粒子推进器，包括辐射反应在减少朗道-Lifshitz近似，其中电磁场被假定为恒定的时间和均匀的空间在一个时间步长的积分。使用速度Verlet方法执行位置更新。我们广泛地测试了我们的算法对时间无关的背景电磁场，如在交叉电场和磁场的电漂移和磁漂移和镜像运动的偶极子。最后，我们将其应用到现实的中子星环境中。我们研究了粒子的加速和辐射反应的影响，电子，质子和铁核周围的毫秒双星，年轻的双星和磁星，比较它与没有辐射反应的情况。我们发现最大洛伦兹因子与粒子种类有关，而与中子星类型的关系很弱。电子的能量达到$γ_e \approx 10^8-10^9$，而质子的能量达到$γ_p \approx 10^5-10^6$，铁的能量达到$γ\approx 10^4-10^5$。虽然质子和铁不受辐射反应的影响，但电子会急剧减速，使其最大洛伦兹因子降低2个数量级。我们还发现，辐射反应极限轨迹相当符合约化Landau-Lifshitz近似在几乎所有的情况下。
2022-07-01 astro-ph.HE hep-ph
Thermal Photons From Magnetized Bare Strange Stars
由奇夸克物质（SQM）和电子组成的等离子体具有相当高的等离子体频率（>20 MeV）。因此，一颗致密的恒星由这样的材料组成，一直到它的表面，即，一颗裸露的奇异恒星，将无法辐射出它的热辐射。我们使用MIT-bag模型，并假设SQM是高密度核物质的基态。我们调查是否存在一个磁场将允许传播的辐射频率低于SQM等离子体频率。因此，我们研究了在强磁场（B > 10^{12} G）作用下SQM等离子体中陀螺频率的存在。我们发现，小区域的频谱允许辐射传播由于存在的磁场。很可能从磁化的裸奇异星上可以观察到窄辐射带。
2013-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Radiation-mediated shocks: kinetic processes and transition to collisionless shocks
我们分析了辐射介导的冲击波在任意冲击波速度的主要特点，无论是非相对论和相对论。我们描述了两种机制，这可能会导致形成一个尖锐的粘性亚激波，否则光滑的速度分布在冲击波阵面，即使在上游的辐射压力是压倒性的大。这些机制是次相对论性和相对论性辐射介导的激波所特有的，并将高速激波与非相对论性激波区分开来，如果辐射压力足够高，非相对论性激波就不会形成次激波。我们简要讨论了这一发现的影响。
2018-12-24 astro-ph.HE
Numerical simulations of the internal shock model in magnetized relativistic jets of blazars
相对论喷流中的内激波情景被用来解释耀变体辐射的变化。最近的研究表明，磁场显着改变壳层碰撞动力学，产生各种光谱能量分布和光变曲线图案。然而，磁化在这种发射过程中所起的作用仍然没有完全理解。在这项工作中，我们数值求解磁化壳碰撞的磁流体动力学演化，并确定磁化对所观察到的辐射的影响。我们的程序包括系统地改变壳层的洛伦兹因子、相对速度和视角。产生整个宽带光谱能量分布和光变曲线所需的计算在计算上是昂贵的，并且使用高性能并行代码来实现。
2015-02-27 astro-ph.HE
Magnetized Current Filaments as a Source of Circularly Polarized Light
我们表明，韦伯或电流不稳定性可以导致圆偏振辐射的发射。使用粒子在细胞（PIC）模拟和辐射后处理的数值算法，我们证明了圆极化的水平增加与初始等离子体磁化强度，饱和在~13%时的磁化强度，由磁能密度的比例，以电子动能密度，大于0.05。此外，我们表明，这种效果需要一个离子电子质量比大于1。这些研究结果，这也可以在目前可用的实验室条件下进行测试，表明最近观察到的圆极化的伽马射线暴余辉可能是由于存在磁化电流丝驱动的韦伯或电流偏转不稳定性。
2018-12-17 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Thermal X-ray emission from massive, fast rotating, highly magnetized white dwarfs
有确凿的观测证据表明存在大质量、$M\sim 1~M_\odot$、高度磁化的白矮星（WD），其表面磁场高达$B\sim 10^9$ G。我们表明，如果除了这些功能，恒星是快速旋转，它可以成为一个旋转动力脉冲星一样的WD和发射可检测的高能辐射。我们推导了WD脉冲星死亡线的结构参数（质量、半径、转动惯量）、磁场、自转周期和自旋下降率。我们表明，死亡线以上的WD发射黑体辐射的软X射线波段通过回流对创建粒子轰击加热磁极帽和讨论作为一个例子的X射线发射的软γ重复和异常X射线光谱仪内的WD模型。
2016-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The early afterglow and magnetized ejecta present in GRB 110731A
最具能量的伽马射线暴GRB 110731 A被费米天文台和斯威夫特天文台以及MOA和GROND光学望远镜从光学到GeV的能量范围观测到。不同时期（从触发时间到800 s以上）的多波长观测表明，风余辉模型能更好地拟合光谱能量分布。我们提出了一个轻子模型的基础上的早期余辉，在恒星风的演变来描述多波长光变曲线的观测。特别地，LAT发射的起源通过来自前向激波的同步辐射和来自反向激波的同步自康普顿发射的叠加来解释。在这个模型中所需的体洛伦兹因子是$Γ\simeq520$，结果表明，喷出物必须磁化。
2015-08-10 astro-ph.HE
Radiation reaction of charged particles orbiting magnetized Schwarzschild black hole
在许多与天体物理有关的情况下，作用在电荷上的辐射反作用力是不可忽略的，因而产生了在这种情况下圆轨道的位置和稳定性问题。在平坦时空中，带有辐射反应的点电荷的运动可用Lorenz-Dirac（LD）方程描述，而在弯曲时空中，则用包含Ricci项和尾项的DeWitt-Bertzme（DWB）方程描述。我们表明，基本粒子在真空度规的DWB方程的运动可以减少到协变形式的LD方程，我们在这里使用。一般来说，LD方程是困扰失控的解决方案，所以我们讨论的计算方法，以避免这个问题，在构造数值解。我们还使用协变LD方程，这是协变的Landau-Lifshitz方程的第一次迭代，比较这两种方法的结果，并显示在超相对论的情况下的三阶Schott项的小。我们计算了相应的能量和角动量损失的粒子和研究的阻尼带电粒子振荡的平衡半径。我们发现，取决于洛伦兹力的方向，振荡的带电粒子要么螺旋下降到黑洞，或稳定的圆形轨道衰减其振荡。后一种情况导致一个有趣的新结果，即粒子轨道从黑洞向外移动。我们还讨论了所提出的方法的天体物理相关性，并提供模型的主要参数的估计。
2018-03-26 astro-ph.HE gr-qc
Helicity and dynamo action in magnetized stellar radiation zones
计算了恒星辐射区环形磁场的非轴对称泰勒不稳定性驱动的螺旋度和α效应。在线性近似中，纯环向场总是激发具有相同增长率但具有相反螺旋度的模对，使得净螺旋度消失。如果磁场背景场具有额外（弱）极向分量的螺旋结构，则其中一种模式占主导地位，产生与背景场当前螺旋度相关的净动力学螺旋度。计算了平均电动势，结果表明，最快增长模的α效应与背景场的电流螺旋度同号。发现α效应太小而不能驱动α^{2}发电机，但对于弱极向场，αΩ发电机的激励条件可以满足。此外，如果发电机通过磁不稳定性产生它自己的α效应，那么它的符号就不会出现问题。然而，在所有情况下，α效应都表现出极强的集中，因此可能的αΩ发电机可能只在极区工作。因此，我们的线性理论的结果导致了一个新的拓扑问题的存在的大规模发电机在恒星辐射区的电流驱动的不稳定性的基础上。
2011-07-13 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Floating orbits and energy extraction from magnetized Kerr black holes
该研究通过数值与解析方法分析弱磁化Kerr黑洞周围带电粒子的电磁辐射，发现视界通量大于无穷远通量导致漂浮轨道，粒子可从黑洞提取能量并向外螺旋，凸显能层特性。
2024-12-16 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Analytic solution of a magnetized tori with magnetic polarization around Kerr black holes
我们提出了Kerr黑洞周围的第一族磁极化平衡环面。通过假设环面是线性介质，在测试流体近似中获得模型，使得可以通过磁化率$χ_{m}$来表征流体的磁极化。模型的磁流体动力学（MHD）结构通过以下Komissarov方法求解，但为了包括流体的磁极化，修改了磁性对应物的可积性条件。根据磁化率在空间中是否恒定，我们构造了两种磁化环面。在具有恒定$χ_{m}$的模型中，我们发现顺磁环面（$χ_{m}>0$）在盘的内边缘$r_{in}$和中心$r_{c}$之间的区域中比反磁环面（$χ_{m}<0$）更致密且磁化更弱;然而，我们发现$r>r_{c}$的行为相反。现在，在具有非常数$χ_{m}$的模型中，在$\partialχ_{m}/\partial r<0$的区域中，环面变得比Komissarov解更磁化，而当$\partialχ_{m}/\partial r>0$时，环面变得更少磁化。然而，值得一提的是，在本文中提出的所有解决方案中，磁压力大于流体动力压力。这些新的平衡环面可以用于研究磁介质对旋转黑洞的吸积。
2018-08-22 astro-ph.HE gr-qc
Constraining the ellipticity of strongly magnetized neutron stars powering superluminous supernovae
超亮超新星（SLSNe）被认为是由强烈磁化的快速旋转的中子星提供动力的，中子星通常被称为磁星。在这个过程中，磁星的旋转能量通过磁偶极辐射辐射，并加热超新星喷出物。然而，如果磁星的几何形状高度扭曲，旋转能量主要作为引力波辐射损失，因此这样的磁星不能为SLSNe提供动力。通过简单地比较电磁波和引力波的发射时间尺度，我们约束上限的磁星的椭圆率，假设他们的权力所观察到的SLSNe。我们发现，它们的椭圆率通常需要小于约几个1 e-3。这表明，在这些磁星的环形磁场强度通常小于几个1 e 16 G，使其失真保持小。由于SLSNe的光变曲线模型表明，它们的偶极磁场强度为1 e14 G的量级，极向与环向磁场强度的比值被发现在为SLSNe供电的磁星中大于~ 0.01。
2016-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation reaction in weakly magnetized black holes: can the tail term be ignored in the strong field regime?
本文研究弱磁化 Schwarzschild 黑洞周围圆周带电粒子的辐射反作用，结合解析与数值能通量计算证明非局域尾项通常不可忽略，并发现视界主导效应。
2024-06-14 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Sub-photospheric fluctuations in magnetized radiative envelopes: contribution from unstable magnetosonic waves
本文研究了在~kG强度的磁场作用下，中、高质量恒星辐射包层中不稳定磁声波的激发。当包含小尺度、次光球密度或速度扰动时，靠近恒星的风聚集和微湍流常常可以被解释。当存在磁场时，压缩波（其波长与气体压力标度高度相当或更短）会被光学厚介质中的辐射通量破坏，这一过程称为辐射驱动的磁声不稳定性（RMI）。不稳定性不需要辐射或磁压力来控制气体压力，并且独立于次表面对流区。在这里，我们评估的条件下，RMI操作网格上的恒星模型，覆盖质量范围$3-40M_\odot$在太阳金属丰度。对于一个均匀的1 kG的磁场，快磁声模式是不稳定的光学深度的几十个，而不稳定的慢模式延伸到深度的铁对流区。定性行为对磁场强度变化具有几倍的稳健性。当结合我们的研究结果与以前的结果的饱和振幅的RMI，我们预测的速度波动范围为~0.1-10公里/秒。这些振幅是辐射与气体压力之比的单调递增函数，或者是零年龄主序质量的单调递增函数。
2018-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Scattering of ultrastrong electromagnetic waves by magnetized particles
对中子星磁层发出的强大无线电波的观测提出了一个问题，即在强背景磁场$B_{bg}$中，强电波如何与粒子相互作用。这个问题是通过求解波中质点的运动来检验的。值得注意的是，具有振幅$E_0>B_{bg}$的波通过重复的共振事件泵送粒子能量，迅速达到辐射反应极限。结果，波以巨大的截面被散射。这一事实对快速射电暴和磁星的模型有影响。在波中加速的粒子会发出伽马射线，这会引发$e^\pm$雪崩，而不是无声的逃逸，波会产生X射线烟花。
2022-04-07 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Nonlinear optics in strongly magnetized pair plasma, with applications to FRBs
强辐射场可以改变等离子体的性质，改变等离子体的折射率，导致自聚焦等非线性传输效应。我们估计了对等离子体中的相应效应，在非磁化和强磁主导的情况下。首先，在非磁化对等离子体中，有质动力不导致电荷分离，而是导致密度耗尽。其次，对于脉冲星磁层的天体物理相关等离子体，（和快速射电爆发的可能位置），其中回旋频率$ω_B$优于等离子体频率$ω_p$和电磁波频率$ω_B \gg ω_p,\, ω$，我们证明了（i）由于波场有效质量的变化，实际上没有非线性，（ii）有质动力为$F_p^{(B)} =- {m_e c^2}/({4 B_0^2}) \nabla E^2$，（iii）有质动力为P_1，（iv）有质动力为P_1，（iv）有质动力为P_2，（iv）有质动力为P_1，（iv）有质动力为P_1，（iv）有质动力为P_2，（v）有质动力为P_1，（v）有质动力为P_2，（v）有质动力为P_1，（v）有质动力为P_1，（v）有质动力为P_2，（v）有质动力为P_1，（v）有质动力为P_2，（v）有质动力为P_1，（v）有质动力为P_2，（v如果与未磁化的情况相比，则其减小了因子$(ω/ω_B)^2$（$B_0$是外部磁场，而$E$是波的电场）;（iii）对于沿恒定磁场在密度为$n_\pm$的成对等离子体中传播的辐射束，有质动力导致圆形电流的出现，该圆形电流导致射束内的场减小因子$ΔB/B_0 = 2…
2020-01-24 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Relativistic Collisionless Shocks in Inhomogeneous Magnetized Plasmas
全动力学模拟显示，上游动力学尺度密度扰动可使磁化相对论无碰撞激波恢复粒子加速能力，并产生影响耀变体偏振的大尺度磁结构。
2023-04-09 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The EMPI Code for Plasma-Induced Effects on Radio Waves I: Non-Magnetized Media and Applications to Fast Radio Bursts
本文提出三维数值框架 EMPI，通过第一性原理模拟射电信号与冷等离子体的相互作用，可处理解析、统计及离散团块等多种等离子体分布，并验证了色散、透镜、闪烁和散射等效应，为研究快速射电暴等宇宙学射电源的传播效应提供了高效工具。
2025-06-03 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Nonrelativistic parallel shocks in unmagnetized and weakly magnetized plasmas
我们提出的2D3V粒子在细胞模拟的非相对论性等离子体碰撞与不存在或平行的大规模磁场的参数适用于年轻的超新星遗迹的条件。我们研究了不同密度的等离子体板的碰撞，导致两个不同的冲击和接触不连续性。电子动力学在系统的发展过程中起着重要的作用。虽然非相对论性冲击在未磁化和磁化等离子体中都可以由韦伯型不稳定性介导，但当存在大尺度磁场时，冲击形成过程的效率更高。正向和反向冲击下游的电子分布通常是各向同性的，而离子的情况并非总是如此。我们没有看到任何显著的证据，无论是在电子人口，也不是在离子分布的预加速。
2012-09-18 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Plasma-wave generation in a dynamic spacetime
我们提出了一种新的电磁发射机制，磁化，无力等离子体，这是由底层的动态时空的演变。特别是，发射的快磁声波和阿尔文波的发射功率和角分布分别确定。以前的数值模拟发生在磁化等离子体中的二元黑洞合并记录了大量的电磁辐射，除了准直射流，包括一个无法解释的，各向同性的组成部分，成为主要的合并。这就提出了对双黑洞系统进行多信使引力波和电磁观测的可能性。这里提出的机制提供了一个候选人的分析表征的数值结果，并结合以前了解的机制，如Blandford-Znajek过程和动力学运动驱动的辐射，使我们能够构建一个分类的不同的电磁辐射组件中看到的inspiral阶段的紧凑的二元聚结。
2016-02-05 astro-ph.HE gr-qc
Mildly relativistic magnetized shocks in electron-ion plasmas -- II. Particle acceleration and heating
本文用前所未有的高分辨率二维粒子模拟方法研究了电子-离子等离子体中弱相对论磁化冲击下粒子的加速和加热。电子在冲击波处被超绝热加热，并且从质子到电子的大部分能量转移发生在冲击波处或冲击波下游。我们是第一个证明，冲击波涟漪是至关重要的电子在冲击波。它们与质子的比例远低于均分。下游的电子光谱近似热与有限的超热幂律分量。我们的研究结果进行了讨论的背景下，尾流场加速和建模的电磁辐射耀变体核心。
2021-01-22 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Neutrino emissivity from Goldstone boson decay in magnetized neutron matter
密度略高于核密度的中子物质被认为是超流体，这是由于中子对在3P2通道中的凝聚。这种凝聚自发地破坏了旋转对称性，导致了戈德斯通玻色子（角介子）的存在。我们发现，耦合到磁场介导的磁矩的中子，使角动量的质量和能够衰变成中微子反中微子对。我们计算了这一过程的速率，并认为只要恒星内部的磁场在B=10^15 G或更高的范围内，在10^7 K左右的温度下，它们就能与其他冷却过程竞争。
2013-12-23 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Polarization transfer in relativistic magnetized plasmas
导出了相对论磁化等离子体的极化传递系数。这些结果适用于粒子的任何动量分布函数，各向同性或各向异性。粒子与辐射的相互作用要么在辐射的频率超过其特征同步辐射频率时以非共振模式进行，要么以准共振模式进行。这两类粒子对偏振传递系数的贡献不同。对于一个给定的频率，这种二分法对应于政权的变化，在粒子的人口参数的转移系数的依赖性。的传递系数的推导涉及到的相对论磁化等离子体的电导率张量，迄今尚未使用在这方面的确切表达。在大于回旋频率的频率下有效的适当展开允许我们在相对论性陀螺频率的高次谐波下对所有谐振进行分析求和。传递系数以双变量积分的形式表示，对于任意参数集，可以通过使用高阶贝塞尔函数的Olver展开来方便地计算。我们列举了我们的结果，一些分布函数，各向同性，热或幂律，具有不同的多极各向异性的低阶，或强波束。对于各向同性分布，法拉第系数的形式表示的一个变量的正交能量，我们提供的内核在高频极限和渐近低频极限。一个类似的减少到一个变量的正交能量在高频率的各向异性分布函数，可以形成一个基础上，任何顺利的各向异性分布可以扩展的一大类。
2013-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Rapid Spin Deceleration of Magnetized Proto-Neutron Stars via Asymmetric Neutrino Emission
在完全相对论平均场论的背景下，我们计算了原中子星的非对称中微子吸收自旋减速。本文首次计算了在环形磁场位形中由于中微子的不对称吸收而引起的中子星自旋减速。我们发现了一个令人惊讶的效应，即在环形磁场中，中微子的非对称吸收的减速比通常假设的磁偶极辐射引起的制动要大得多。这可能解释了磁星在过去似乎有一个更快的减速。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Exploring scalar-photon interactions in energetic astrophysical events
在量子场论中，由于标度对称破缺，出现了类似于介子的标量场。他们的呼吁也延伸到修改理论的重力，如$F(R)$重力，霍瓦Lifshitz重力等统一理论，他们使自己的外观通过紧致的额外的层面。除了解决紧化尺度和尺寸问题外，它们场的粒子也可以成为解决宇宙暗能量和暗物质问题的绝佳候选者。在这项工作中，我们研究他们的混合动力学与光子在磁化介质中，通过将奇偶违反部分的光子偏振张量的影响，在有限密度磁化介质中进行评估。这件作品，虽然在一般是奇怪的外部磁场强度$eB$，但在这项工作中，我们保留了条款$O$（$eB$）。我们证明了在磁化介质中，一个光子标量场$(ϕ)$可以激发光子的两个横向自由度。一个是由于直接耦合，另一个是间接通过起源于磁化介质效应的宇称违反项。这导致混合动力学由$3\times 3$混合矩阵控制。这种混合导致使下面的介质具有光学活性。在这项工作中，我们专注于这些粒子的光谱偏振印记，伽玛射线暴（GRB）的电磁（EM）场的光谱。关注一系列参数（即，磁场强度、等离子体频率$(ω_{p})$、磁化体积的大小、与光子的耦合强度及其质量），我们试图指出应如何设计空间探测器以优化其探测可能性。
2020-12-27 astro-ph.HE cond-mat.other hep-ex
