Global structure of the pulsar force-free magnetosphere revisited
S. A. Petrova
本文提出了一种新的脉冲星无力磁层模型，它包括极隙、外隙和槽隙。它是基于一个新的精确解的脉冲星方程的形式的偏移量和由此产生的分裂偏移量的格式。
A new model of the pulsar force-free magnetosphere is suggested, which includes the presence of the polar, outer and slot gaps. It is based on a new exact solution of the pulsar equation in the form of an offset monopole and the resultant split-offset monopole scheme.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Pulsar Magnetospheres and Pulsar Winds
令人惊讶的是，脉冲星磁层和脉冲星风研究近50年的年表与我们文明的历史非常相似。使用这个类比，我试图概述在这一领域取得的主要成果。除了我的演讲，粒子加速的可能性，由于在脉冲星磁层的不同过程进行了更详细的讨论。
Pulsar Magnetosphere Dynamics
当中子星在一个产生单极感应的固定磁场下旋转时，电荷根据它们的符号被驱动到脉冲星表面，并沿着磁场线被上传到磁层。在正负电子等离子体存在下，脉冲星磁层表现为独特的磁流体动力学（MHD）等离子体。对两种组态的脉冲星无力平衡方程进行了解析求解。第一个是光柱引导的射流状开放磁层，第二个是光柱内的封闭磁层。重新考虑了封闭磁层（死区）稳定性的Goldreich Julian条件，这表明随着电子-正电子等离子体密度的增加，封闭磁层向开放磁层的过渡。这表明脉冲星周期可能是磁层动力学的结果，而不是脉冲星旋转的结果。
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。
The complex charm of the pulsar magnetosphere
我给一个简短的概述，最近的结果从自洽模型的电子-正电子级联脉冲星极冠。这些结果有力地表明，脉冲星磁层是一个比以前假设的更复杂的复杂系统。
Filling the Magnetospheres of Weak Pulsars
数值算法和计算能力的最新进展使第一性原理模拟脉冲星磁层粒子细胞（PIC）技术。这些从头算模拟似乎表明，通过光子-光子碰撞在光柱的对创建需要维持脉冲星引擎。然而，对于许多旋转驱动的恒星对，只有在磁场高的恒星表面附近才能有效地产生。这些“弱磁层星”如何在磁层外层没有有效的光子-光子对转换的情况下填充它们的磁层仍然是一个悬而未决的问题。在本文中，我们提出了一系列的脉冲星磁层的自洽解决方案，不需要附近的光柱对生产。当对生产是非常有效的恒星附近，脉冲星磁层收敛到以前报道的解决方案。然而，在中间制度，对供应几乎不足以维持磁层电流，我们观察到一个随时间变化的解决方案与准周期的旋转周期的一半左右。这种新的准周期解可以解释观测到的脉冲星死亡线，而不会引起恒星附近的多极分量，并且可以潜在地解释在脉冲星无线电信号中观察到的核心与圆锥发射模式。
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。
Global current circuit structure in a resistive pulsar magnetosphere model
脉冲星的磁层有很强的磁场和大量的等离子体。这些磁层的结构进行了研究，使用无力电动力学。为了理解脉冲星的磁层，讨论必须包括其外部区域。然而，无力电动力学是有限的，因为它不处理耗散。因此，需要一个电阻性脉冲星磁场模型。为了打破理想的磁流体动力学（MHD）条件$E \cdot B = 0$，使用欧姆定律。在这项工作中，我引入电阻率依赖于距离恒星，并获得一个自洽的稳态时间积分。磁层中形成极向电流回路，同时环向磁场区域扩展到光柱之外，出现坡印廷通量辐射。高电阻率导致大的空间尺度的极向电流电路和磁层辐射的坡印亭通量大于线性增加以外的轻圆柱半径。所形成的极向电流回路具有宽度，该宽度随着电导率而增长。这一结果有助于建立一个更具体的耗散脉冲星磁层模型。
Pulsar Magnetosphere
我们认为，现有的理想脉冲星磁层模型是不正确的，因为不适当的处理的奇异电流层外的光柱。在强场电动力学的无力极限下模拟了轴对称脉冲星磁层。结果表明，即使在无力极限下，也有一些场线进入位于赤道平面内光柱之外的奇异电流层。结果是：（i）大约10%的坡印廷通量在1和1.5个光柱半径之间耗散，（ii）在光柱内没有奇异电流层。
Gamma-Ray Light Curves from Pulsar Magnetospheres with Finite Conductivity
利用三维有限电导率脉冲星磁层模型研究了γ射线脉冲星光变曲线的形状。这些模型，涵盖了整个频谱之间的真空和力免费磁层的解决方案，第一次提供映射的GeV发射更现实的，耗散的脉冲星磁层。为此，我们产生模型光变曲线以下两种不同的方法：（a）我们采用的发射模式的槽和外间隙模型的磁场几何形状的磁层具有不同的电导率σ。(b)我们定义了不同σ的磁层中辐射粒子的实际轨迹，计算了它们在磁层电场和曲率辐射反应影响下的洛伦兹因子，并据此计算了辐射强度。由这些处方得到的光变曲线对σ值非常敏感，特别是在第二种方法中。虽然这些结果仍然不自洽，但在理解脉冲星γ辐射的物理学方面向前迈出了一步。
Constraining Pulsar Magnetosphere Geometry with Gamma-Ray Light Curves
我们展示了一种方法，用于定量比较伽马射线脉冲星光变曲线与磁层聚束模型。由于费米LAT提供了许多脉冲星发现和高质量的脉冲星光变曲线，这种比较可以大大改善对发射区几何形状和磁层物理学的限制。在这里，我们将该方法应用于费米LAT光变曲线的一组明亮的恒星，因为EGRET或之前。我们测试三个近似模型的磁层结构和两个流行的计划的位置的发射区，两极焦散（TPC）模型和外间隙（OG）模型。我们发现，OG模型和相对物理的B场近似无力偶极磁层是首选在高统计意义。一个完整的LAT脉冲星样本的应用程序将使我们能够遵循发射区的演变与脉冲星自旋。
An emission mechanism explaining off-pulse emission originating in the outer magnetosphere of pulsars
我们研究了脉冲星磁层中相对论流出等离子体中的回旋共振不稳定性。不稳定的条件下，导致无线电发射的sub-GHz频率制度，这是可能被视为关闭脉冲发射。最近的研究表明，存在的关断脉冲发射在长周期的等离子体，我们证明了这个等离子体过程是一个积极可行的机制。
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。
Force-free pulsar magnetosphere: instability and generation of MHD waves
磁流体动力学（MHD）不稳定性在脉冲星磁层的结构和动力学中起着重要的作用。我们考虑了许多理论模型所提出的由微分转动引起的不稳定性。稳定性被认为是通过一个线性分析的frane内的无力MHD。我们认为，差分旋转磁层是不稳定的任何特定的几何形状的磁场和旋转定律。不稳定性的特征增长时间是旋转周期的数量级。这种不稳定性会导致磁层中辐射的波动和扩散的增强。
The Pulsating Pulsar Magnetosphere
根据电荷分离脉冲星磁层\citep{goldreich1969}的基本原理，我们认为磁层在空间是静止的，而不是共转的，电场是由脉冲星表面的电势分布通过单极感应建立的。因此，磁层的等离子体由于对磁场的横向力而经历陀螺运动的引导中心漂移。这些力是电力、磁梯度力和场线曲率力。由于这些等离子体速度具有漂移性质，因此不需要沿场线引入电动势，这将与$E_{\parallel}=\vec E\cdot\vec B=0$等离子体条件相矛盾。此外，也不需要引入将电子和离子开放场线分开的临界场线。我们提出了一个自洽的描述，磁层中描述的电场和磁场，也在等离子体的速度。然后，场和速度通过空间电荷密度自洽地连接起来。我们解析地求解脉冲星方程的场，并构造标准的稳态脉冲星磁层。将脉冲星内部的单极感应和脉冲星外部的磁层视为一个耦合系统，在单极抽运率超过开放磁力线的坡印亭通量的条件下，等离子体压力可以在磁层中，特别是在封闭区域中建立。这可能会导致封闭区域的周期性开放，导致脉动磁层，这可能是脉冲星信标的替代品。闭合区域也可以通过正反馈循环通过环形磁场的建立而周期性地打开。
An Alternative Numerical Method for the Stationary Pulsar Magnetosphere
在无力系统中，静止的脉冲星磁层由脉冲星方程控制。1999年，Contopoulos、Kazanas和Fendt（以下简称CKF）数值求解了脉冲星方程，并得到了一个脉冲星磁层模型，称为CKF解，该解具有闭合和开放的磁场线。CKF解是一个成功的解，但它包含一个沿最后一条开磁力线流动的极向电流片。此当前工作表是人为添加的，以使当前系统关闭。在本文中，我们提出了另一种方法来解决脉冲星方程和构建脉冲星磁层模型没有电流片。在我们的方法中，脉冲星方程被分解成安培定律和无力条件。我们数值求解这些方程同时与一个固定的极向电流。结果得到了一个不含电流片的脉冲星磁层模型，它类似于中子星附近的CKF解，在极附近具有类似喷流的结构。此外，我们讨论了模型的物理性质，并发现，由于耗散，这是隐含在数值方法中的无力条件打破了在附近的轻圆柱。
Fluctuating neutron star magnetosphere: braking indices of eight pulsars, frequency second derivatives of 222 pulsars and 15 magnetars
有8个磁偶极子的制动指数较低，对磁偶极子的制动提出了挑战。222颗恒星和15颗磁星的频率二阶导数分布异常，这也与经典认识相矛盾。利用中子星风制动模型研究了中子星磁层活动对这两种现象的影响。它是基于观测证据，脉冲星定时与发射相关，这两个方面反映了磁层活动。对于物理上的中子星磁层来说，涨落是不可避免的。年轻恒星具有有意义的制动指数，而老恒星和磁星的涨落项主导着它们的频率二阶导数。它可以统一解释制动指数和频率二阶导数。八颗行星的制动指数是磁偶极子辐射和粒子风的综合效应。在脉冲星的生命周期中，它的制动指数将从3演变为1。低制动指数的脉冲星对中子星磁层中粒子的加速过程有很强的约束作用。在脉冲星长期自转演化过程中，应考虑脉冲星死亡的影响。推导了脉冲星自旋下降时的布朗运动的朗之万方程。中子星磁层中的涨落可以是周期性的，也可以是随机的，这两种涨落都会导致频率二阶导数的异常，它们的结果是相似的。磁星的磁层活动总是强于正常磁星。
The modelling of pulsar magnetosphere and radiation
本文综述脉冲星高能γ射线观测与磁层电动力学研究进展，介绍含粒子加速与辐射的等离激元填充磁层数值模拟成果，指出多波段联合建模可进一步约束磁层相关物理参数。
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。
On the Global Structure of Pulsar Force-free Magnetosphere
起源于脉冲星磁层的等离子体改变了中子星的偶极磁场结构。在最简单的情况下，一个静止的轴对称无力磁层，一个自洽的描述的领域和电流是由著名的脉冲星方程。在这里，我们修改了常用的边界条件的问题，以纳入等离子体产生的差距，并提供一个框架，一个真正的自我一致的治疗脉冲星磁层。发现了脉冲星方程的广义多极解，与通常的分裂多极解相比，它更能反映大距离偶极无力场的特征.特别地，外部间隙位置完全在光圆柱体内部意味着在光圆柱体之外，零线和临界线应该对准并且在一定高度处平行于赤道。我们的计划脉冲星力自由磁层，这将有希望遵循广泛的分析和数值研究，可能有许多脉冲星研究的不同领域的影响。
Ab-initio pulsar magnetosphere: the role of general relativity
最近的研究表明，在平坦时空中，自洽粒子模拟的低密度脉冲星磁层显示出弱的粒子加速度，在两极附近没有对的产生。我们调查这一结论的有效性，在一个更现实的时空几何通过广义相对论粒子在细胞模拟对齐脉冲星磁层对形成。我们发现，由于标架拖曳效应的加入，使得沿磁场方向的局域电流密度大于Goldreich-Julian值，从而导致了平行电场的不屏蔽和对级联的点燃。当对生产是活跃的，我们观察到的开放的场束，这可能与脉冲星无线电发射的振荡。我们的结论是，广义相对论效应是低磁致伸缩度转子中脉冲星机制存在的必要条件。
A novel mechanism of pair creation in pulsar magnetospheres
在本文中，我们研究了在脉冲星的磁层有效的对生产的可能性。它已被证明，通过相对论离心力的静电场指数放大。结果，场接近施温格极限，导致在光圆柱区域中的对创建过程，其中旋转的效果非常有效。通过分析正常周期（$\sim 1$ sec）光子晶体的参数，我们发现这个过程是如此有效，以至于电子-正电子对的数密度超过Goldreich-Julian密度五个数量级。
Resistive Solutions for Pulsar Magnetospheres
脉冲星磁层建模的当前技术水平调用磁层等离子体的真空或无力极限。这两个极限都不能同时解释等离子体电流和加速电场，而加速电场是解释等离子体的形态和高能辐射光谱所必需的。为了更好地了解这种磁层的结构，我们结合加速场和力的解决方案，考虑模型的磁层充满电阻等离子体。我们制定欧姆定律在最小速度的流体框架，并构建了一个家庭的电阻解决方案，顺利桥接真空和无力磁层解决方案之间的差距。当等离子体电导率从零变化到无穷大时，自旋下降的光度、开放场线电位降和开放场线的分数都在真空和无力值之间过渡。对于固定的倾斜角，我们发现自旋下降的光度线性依赖于开场线的势降。我们认为我们的电阻解决方案的影响，在无线电脉冲星的间歇性的自旋下降和子脉冲漂移现象。
No-Hair Theorem for Weak Pulsar
有人提出，存在一类称为弱磁层星的磁层星，其大尺度磁层以及由此产生的伽马射线发射与等离子体产生的详细模式无关。弱脉冲星的磁层和它的伽马射线辐射是由三个参数唯一决定的：自旋、偶极子和自旋-偶极子角。我们计算这个所谓的独特的脉冲星磁层的轴对称的情况下。磁层被发现非常接近（尽管有趣的是不完全相同）我们以前计算的磁层，解释了旧计算的现象学成功。我们只提供一个非常试探性的证明这个“脉冲星无毛定理”。我们的分析，虽然令人信服的非平凡，是不完整的，只算作一个可行性的论点。我们的数字，虽然完整，是可疑的。弱脉冲星磁层中的等离子体流比我们之前提出的更为复杂：一些粒子在恒星附近产生后，会移动到光柱之外，然后返回恒星。
Does a strong particle accelerator arise very close to the light cylinder in a pulsar magnetosphere?
我们研究了在旋转的中子星磁层中，光柱附近的磁场对准的电场是否会产生有效的粒子加速。构造的电流密度与碰撞无等离子体的实际运动，我们表示的旋转诱导，Goldreich-Julian电荷密度作为位置的函数。结果表明，在实际脉冲星磁层中不会出现“光柱间隙”，即在光柱附近有一个强磁场取向的电场，通过弯曲过程发射出高能光子.
Synchrotron emission from the depths of pulsar magnetospheres
本文研究了正常中子星高能辐射的产生。为此，我们考虑在外磁层中加速的粒子沿闭合磁场线滑动。结果表明，在适当的运动过程中，初始的小俯仰角增加，并在一定的距离从中子星的同步辐射变得显着。我们发现，从$150$到$500$恒星半径覆盖的区域的发射图案的特征在于能量在间隔$(0.1-10)$兆电子伏。
Evolution of non-spherical pulsars with plasma-filled magnetospheres
脉冲星以其旋转稳定性而闻名。它们中的大多数稳定地旋转下来，并显示出高度重复的脉冲形状。但有些天线会出现调零、不稳定、模式改变和定时噪声等定时不规则现象。由于脉冲形状的变化通常与定时不规则性相关，因此进动是这些现象的可能原因。而脉冲星磁层充满了等离子体，大多数脉冲星进动的研究进行了真空近似，忽略了磁层电流和电荷的影响。最近的数值模拟充满等离子体的脉冲星磁层为我们提供了一个详细的定量描述施加在脉冲星表面的磁层扭矩。在本文中，我们介绍了中子星演化的研究，使用这些新的扭矩表达式。我们表明，它们导致（1）慢得多的脉冲星参数的长期演变和（2）这些参数的极端解决方案比真空磁层模型。为了便于解释观测到的脉冲星定时残差，我们推导了一个解析模型，该模型（1）描述了非球形脉冲星的时间演化，（2）将观测到的脉冲星定时残差转化为脉冲星的几何参数。我们将这个模型应用到两个具有非常不同的时间行为的类星体上。对于脉冲星B1828-11，我们证明，定时残差曲线允许两个脉冲星的几何形状：一个与恒星变形指向沿磁轴和一个沿旋转轴。对于蟹状星云脉冲星，我们用这个模型表明，最近观测到的它的磁轴和自转轴相互远离的现象可以用岁差来解释。
Time Evolution of Pulsar Magnetosphere I - An Implicit Approach
我们采用一种计算效率高的技术来验证脉冲星磁层的全球结构。在这第一个一系列的研究，一个三维的，计算密集型，隐式Crank-Nicolson有限差分格式的开发。在无力电动力学的近似下，推导了磁影响区。本文的主要目的是提出我们的代码，并使用它来证明和验证现在被广泛接受的脉冲星磁层的全球功能。我们的结果定性同意与以前开发的时间依赖模型的斜转子。与早期的研究一致，我们还证明了我们的模拟可以运行许多恒星旋转。一旦我们扩展我们的代码，我们相信，我们的隐式方法可以是非常有用的调查磁层充满电阻等离子体，开发更好的分辨率电流片和调查小规模的微观物理对创建使用粒子在细胞技术。
Three-dimensional dissipative pulsar magnetospheres with Aristotelian electrodynamics
电阻模型和PIC模型之间的一个很好的折衷是阿斯特丽德电动力学，它可以包括辐射光子对粒子运动的反作用，并允许在违反无力条件的情况下的局部耗散。我们研究了耗散脉冲星磁层与阿童斯特电动力学粒子加速是完全平衡的辐射。电流密度的表达式是通过引入一对多重数来定义的。通过求解含时的麦克斯韦方程组，利用伪谱算法得到了脉冲星磁层的三维结构。研究发现，随着磁对多重数的增加，耗散磁层逐渐接近无力解，并且耗散区域更加局限于光柱（LC）外部的电流片。耗散区域的空间扩展是自洽控制的对多重性。我们的模拟结果表明，高磁层耗散外的LC为低对多重性。
On the radio wave propagation in the pulsar magnetosphere
本文介绍了基于Kravtsov-Orlov方程的电波在射电望远镜磁层中传播理论的主要性质。结果表明，对于已知圆极化和线极化位置角摆动的射电辐射，可以确定哪一种模式，普通模式或非常模式，主要形成射电辐射的平均轮廓。观测数据与理论预测的比较表明，它们符合得很好。
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。
Modeling the Multi-wavelength Radiation Properties in Pulsar Dissipative Magnetospheres
该研究针对脉冲星耗散磁层的多波段辐射特性，结合无力与亚里士多德电动力学模拟磁层并计算辐射，成功复现三颗脉冲星的多波段观测趋势。
A novel look at the pulsar force-free magnetosphere
本文研究了脉冲星静止轴对称无力磁层。本文给出了脉冲星方程的精确偶极解，在此基础上建立了磁层模型，并检验了它的观测支持。新的模型具有环形而不是常见的圆柱形几何形状，与在更大的空间尺度上直接观察到的脉冲星风星云的等离子体流出一致。在其新的配置，轴对称磁层消耗中子星旋转能量更有效地，这意味着重新估计的恒星磁场，$B_{\mathrm new}^0=3.3\times 10^{-4}B/P$，其中$P$是脉冲星的周期。然后，从观测到的恒星的旋转特性导出的磁场的7阶散射似乎与$\cotχ$定律一致，其中$χ$是均匀分布在间隔$[0,π/2]$中的随机量。我们的结果是暗示一个独特的实际磁场强度的中子星随着一个随机的角度之间的磁轴和旋转轴，并提供洞察中子星统一的几何基础。
An oblique pulsar magnetosphere with a plasma conductivity
本文用伪谱方法研究了具有等离子体电导率的倾斜脉冲星磁层。在伪谱方法中，求解了含时的麦克斯韦方程组，将电场和磁场都用矢量球谐函数（VSH）在球面几何中展开，并通过投影方法解析地证明了磁场的无发散性。脉冲星磁层在无限（i。例如，无力近似）和有限电导率，得到了一族从Deutsch真空解到无力解的光滑过渡解.在无力的制度下，自旋下降的亮度对磁倾角$α$的$\sin^2α$的依赖关系，其中考虑到完整的电流密度被检索。
The Extended Pulsar Magnetosphere
我们提出的3D理想MHD脉冲星磁层的结构半径的光圆柱体的10倍，一个数量级的距离比以前任何这样的数值处理。它的整体结构表现出稳定，平滑，良好定义的起伏电流片，接近运动分裂的Bogovalov 1999年的解决方案，只有经过仔细的扩散率，即使在最高分辨率的模拟。在电流片上两个零电荷表面的交叉处，它也表现出一个有趣的螺旋区域，这在更高分辨率的模拟中表现出更突出的不稳定行为。我们讨论的可能性，这个区域是物理（而不是数字）不稳定。最后给出了螺旋脉冲星天线的辐射方向图。
Magnetic absorption of VHE photons in the magnetosphere of the Crab pulsar
MAGIC和VERITAS合作报告的蟹状星云脉冲星脉冲$\sim 1 $ ~TeV伽马射线辐射的探测需要对脉冲星磁层中粒子加速的现有模型进行重大修订。在这方面，对VHE光子的可能产生位置的模型独立限制成为重要问题。在本文中，我们考虑的限制所施加的VHE伽马射线转换成$e^{\pm}$对的脉冲星磁层的磁场的过程。能量超过1~TeV的光子即使在离中子星表面很远的地方也能被有效吸收。我们对无力磁层中磁吸收的计算表明，由于脉冲星旋转而导致的磁场扭曲使磁层比偶极磁层更透明。伽马射线的吸收似乎更强的光子发射的旋转方向比在相反的方向。有一个小的角锥，在这个角锥内磁层相对透明，能量为$1.5$ ~TeV的光子可以从超过$0.1$ ~光柱半径（$R_{\rm{lc}}$）的距离逃逸。光子可以在观察者的方向上发射的发射表面进一步限制了VHE伽马射线产生的位置。对于相对于蟹状星云脉冲星旋转轴和正交旋转的观测角$57^{\circ}$，对于偶极磁场，开磁力线区域中的发射表面与恒星表面的距离接近$0.4\,R_{\rm{lc}}$，对于无力磁场，接近$0.1\,R_{\rm{lc}}$。
Magnetocentrifugal acceleration of bulk motion of plasma in pulsar magnetosphere
研究了三维磁场磁力线形状不同时，磁离心机制对等离子体体运动的加速作用。结果表明，这种机制可以是有效的，只要场线扭曲到旋转方向。根据数值模拟的最后结果，具有这种几何形状的一小部分磁力线显然存在于脉冲星磁层中，靠近最后一个闭合磁力线。在这种情况下，洛伦兹因子$γ$随着半径$r$沿着这些场线增加为$γ\sim (1-(rΩ/c)^2)^{-1}$，其中$Ω$ -脉冲星旋转的角速度。磁离心机制提供了电子加速到足以解释观测到的蟹状星云脉冲星VHE脉冲$γ$射线的能量。
Understanding pulsar magnetospheres with the SKA
SKA将发现数以万计的北极星，并提供前所未有的数据质量，以及目前已知的人口，由于其无与伦比的灵敏度。在这里，我们概述了我们对脉冲星磁层无线电发射的理解，以及我们将如何使用SKA来解决脉冲星磁层物理学中的公开问题。
Twist-induced Magnetosphere Reconfiguration for Intermittent Pulsars
我们认为闭合磁力线区的磁扭曲所引起的磁层重构可以解释间歇性双星的模式转换。本文研究了极冠附近闭合磁力线区具有磁扭曲的轴对称无力脉冲星磁层的性质。具有扭曲闭合线的磁层导致自旋下降率增强。自旋下降速率的提高取决于扭曲闭合线区域的大小。典型地，它以$\sim2$的因子增加，这与间歇式整流器在“关”和“开”状态期间的降速行为一致。发现最大扭转角$Δϕ_{\rm thres}\sim1$存在一个阈值。只有闭合线扭转角小于$Δϕ_{\rm thres}$，磁层才是稳定的。超过这个值，磁层变得不稳定，并得到untwisted。旋转减速率将降低到其关闭状态值。自旋下降速率变化的准周期性可以用星壳的长期活动和MHD不稳定性引起的解扭来解释。估计的导通状态持续时间约为一周，与观测结果一致。由于MHD不稳定性，如果Y点保持在轻圆柱上，则在开态和关态之间存在自旋下降比（$f\sim3$）的上限。
Synchronous X-ray and Radio Mode Switches: a Rapid Global Transformation of the Pulsar Magnetosphere
脉冲星发射低频无线电波，直到高能伽马射线，这些伽马射线产生于从表面到磁层边缘的任何地方。因此，检测多波长发射中的相关模式变化是理解这些发射位点之间的物理关系的关键。通过同步观测，我们探测到PSR B 0943 +10的射电和X射线发射特性的同步开关。当脉冲星处于持续的无线电“明亮”模式时，X射线只显示非脉冲，非热成分。相反，当脉冲星处于无线电“安静”模式时，X射线亮度增加一倍以上，并且观察到100%的脉冲热分量以及非热分量。这表明磁层的条件发生了快速的全球性变化，这对所有提出的脉冲星发射理论提出了挑战。
Coupled axisymmetric pulsar magnetospheres
我们提出了无力脉冲星磁层与一个均匀的外部磁场与脉冲星的偶极磁矩对齐耦合的解决方案。包含均匀磁场具有以下后果：赤道电流片被截断到有限长度，开放的场线的比例增加，并且开放的场线被限制在圆柱形表面内而不是变成径向的。一个强大的外部磁场反平行于偶极子允许的解决方案，其中脉冲星磁场是完全封闭在一个椭球面。双中子星（DNS）中可能出现完全封闭或受限的磁层，其中一个组件是缓慢旋转的强磁化脉冲星，另一个组件是弱磁化毫秒脉冲星。根据几何形状，毫秒脉冲星扭曲的磁力线可以形成不对称的风。更戏剧性的结果可能会出现在合并附近：在那里，磁场较弱的中子星可能会经历一个阶段，在开放和完全封闭的磁层之间交替释放$10^{38}$ erg。在有利的磁场组合下，DNS在耦合阶段的时间可以达到10 $^3$年，这意味着银河系中存在着$0.02$系统。这种相互作用的潜在观测签名进行了讨论，包括供电的可能性经常性快速射电暴（FRB）。我们还注意到，磁相互作用对两颗双星的自旋演化没有任何显著的影响。
A new standard pulsar magnetosphere
鉴于最近的努力，以探测脉冲星电流片的物理条件，我们重新审视标准的解决方案，描述了理想的无力脉冲星磁层的主要元素。电流层中的电流由以接近光速向外移动的局部电荷组成，这一简单的物理要求为脉冲星磁层提供了一个新的标准解，除了电流层之外，任何地方都是理想的无作用力的。新解的主要内容是：a）对齐旋转器的脉冲星自旋下降速率是正交真空旋转器的23%倍，b）穿过光柱的磁通量中只有60%通向无穷远，c）电流沿着逐渐会聚到赤道的另外40%闭合，d）这在赤道电流片中转移了40%的总脉冲星自旋能通量，然后在粒子加速和高能电磁辐射中耗散，e）没有分界线电流层。我们的解决方案是一个最小的自由参数的解决方案，赤道电流层是静电支持对崩溃，因此不需要一个热粒子人口。在这方面，这是朝着开发新的标准解决方案迈出的又一步。我们讨论了间歇性伽玛射线暴和长持续时间伽马射线暴的影响。我们的结论是，在赤道电流层的物理条件决定了脉冲星磁层的全球结构。
Angled pulsar magnetospheres
本文研究具有内部扭曲轴对称磁场的旋转中子星的磁层结构。扭转感应和旋转感应的环形磁场在不同的半球中对齐/反向对齐。使用分析和数值计算（与PHAESTALCOME代码），我们表明，作为一个结果，南北对称性被打破：磁层和风成为“角度”，圆锥形。磁层的角度会影响自旋下降（使其在轻微扭曲时变小），使返回电流在Y点不均匀地分裂，产生各向异性风和线性加速度，这些加速度可能会超过银河系势中的引力加速度，并产生高达$\sim 100$ km/s的总反冲。我们还考虑分析的Y-点的扭曲磁层的结构，并提供估计的内部扭曲超过没有稳定的解决方案存在：过度扭曲的磁层必须产生等离子体喷射事件。
A bistable pulsar magnetosphere: nulls and mode-changes
结果表明，离子-质子磁层在P-Pdot平面的有限区域内是不稳定的，在该区域内，被加速的粒子主要是质子和少量正电子。有人认为，这种模式不可能是绝对稳定的。任何向外移动的对等离子体的数密度都很小，电子和正电子的洛伦兹因子太高，不能支持任何能够激发正常脉冲星相干射电辐射的集体模式的增长。粒子通量和它们通过光柱的位置是依赖于模式的，并且原则上，转变可以伴随着自旋下降扭矩的变化。系统的属性进行了讨论，在有关的零，模式的变化，和长期间歇性的puppers组的观测。
Understanding pulsar magnetospheres with the SKAO
SKA望远镜通过大规模监测巡天和深入观测独特源，推动脉冲星磁层物理研究，解决无线电发射物理问题。
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。
Particle-in-cell simulations of pulsar magnetospheres: transition between electrosphere and force-free regimes
本文通过扩展PIC代码OSIRIS并结合多种等离子体注入方案，系统研究了脉冲星磁层在电球层与无力状态间的转换，发现不同注入方案在特定条件下均可产生活跃解。
The Equatorial Current Sheet and other interesting features of the Pulsar Magnetosphere
我们想了解是什么驱动赤道电流片中的磁层耗散。数值模拟具有局限性，除非我们对所涉及的物理过程有明确的先验理解，否则它们的结果可能会产生误导。我们认为，典型的脉冲星磁层是强烈的耗散和大部分（高达30-40%，在一个对齐的旋转器）的自旋下降的光度被重定向到赤道，在那里它被耗散成粒子加速和辐射发射。我们表明，这是由于失败的赤道电流，以通过Y-点在顶端的共转区。
Two-fluid model of the pulsar magnetosphere represented as an axisymmetric force-free dipole
基于脉冲星方程的精确偶极解，建立了脉冲星磁层的自洽双流体模型。我们集中在低质量限制的模型，考虑到辐射阻尼。因此，我们得到的粒子分布维持偶极无力配置的脉冲星磁层的情况下，轻微的速度剪切的电子和正电子组件。在无力区的大部分区域，粒子沿着极向磁场线运动，方位角速度很小。然而，在接近Y点的地方，粒子的运动主要是方位角的，而洛伦兹因子则无限制地增长。这可能导致从Y点附近的非常高的能量的发射，也可能意味着磁离心喷流的形成。对于一阶量，发现纵向加速电场改变了符号，暗示极隙和外隙共存。此外，还导出了等离子体电导率张量的分量，并给出了脉冲星方程的低质量近似。
Electrodynamics of axisymmetric pulsar magnetosphere with electron-positron discharge: a numerical experiment
我们提出了第一个自洽的全球模拟脉冲星磁层与操作$e^\pm$放电。我们专注于一个简单的配置对齐或反对齐的转子。恒星从零（真空）状态旋转到一个高的角速度，我们跟踪其外部电磁场和等离子体粒子的耦合演化的“粒子在细胞”的方法。等离子体磁层开始通过从恒星提取粒子而形成;这些粒子被旋转感应电场加速，产生曲率辐射并点燃$e^\pm$放电。我们跟踪系统的演变几个革命周期，比达到准稳态所需的时间更长。我们的数值实验把测试以前的想法等离子体流和脉冲星磁层的差距。我们首先考虑能够通过光子-光子碰撞产生光子对的旋光器。我们发现，它们的磁层是类似于先前获得的力与电流片和Y点附近的轻柱的解决方案。磁层不断地喷发出$e^\pm$对和离子。电子对的产生由沿电流片的强电场维持。我们观察到强大的曲率和同步辐射的电流片，符合费米观测的伽玛射线双星。然后，我们研究了只能在中子星附近的强场区域中产生对的中子星，这些中子星正好在光柱内部。我们发现，无论是对齐和反对齐的转子放松到“死”的状态与抑制对创建和电流，无论放电电压。
Theory of pulsar magnetosphere and wind
中子星是沉浸在强引力场和电磁场中的迷人天体，处于我们当前理论的边缘。这些恒星大多以类星体的形式出现，它们会适时地发出非常稳定和有规律的电磁信号。尽管它们在近50年前就被发现了，但它们仍然是神秘的致密恒星天体。本文综述了中子星磁层和风的最基本理论。主要的竞争模型容易解释他们的辐射特性，如多波长脉冲形状和光谱和基本的物理过程，如对创建和辐射机制进行了仔细检查。由于最近在最大规模的数值模拟方面取得的进展，一个全球性的但仍然相当定性的画面慢慢出现。然而，关于脉冲星磁层的考虑仍然是推测性的。例如，磁层等离子体的确切成分尚不清楚。它是仅仅充满了$e^\pm$ ~轻子的混合物，还是含有不可忽略的质子和/或离子？事实上，它是几乎完全充满或大部分是空的，除了一些小的轶事等离子体填充区域？对这些问题的回答将强烈地引导磁层的描述到看似矛盾的结果，有时导致不一致。尽管如此，帐户给出的最新发展，在脉冲星磁层和风理论，存在一个可能的电层和物理洞察力从相关的多波长脉冲发射的观测特征。
The Pulsar Magnetosphere with Machine Learning: Methodology
本文提出用两个定制物理信息神经网络分区求解三维无力稳态脉冲星磁层，通过动态调整分界面保证压力平衡，有效处理无力电动力学中的接触间断，并给出轴对称初步结果。
Axisymmetric force-free magnetosphere of a pulsar. II. Transition from the self-consistent two-fluid model
考虑脉冲星磁层的自洽双流体模型。我们集中讨论粒子惯性极小的情况。我们的方法允许获得现实的粒子分布维持力自由磁场配置的单极结构。这一结果与无质量粒子的径向光速运动的通常图象有很大的不同。在我们的例子中，电子和正电子成分遵循略微弯曲的轨迹，并以确定的数量密度和不同的速度为特征。速度漂移由一阶纵向电场决定，它是自洽双流体模型的必要组成部分，并暗示了逆粒子质量阶的平行电导率。我们的模型被认为是一个适当的背景下，描述脉冲星磁层的辐射过程，包括无线电和高能辐射。速度的变化是暗示的双流不稳定性，这可能是脉冲星无线电发射机制的基础。粒子流的差动旋转可能会导致二极管管不稳定性，而二极管管不稳定性可能是导致射电亚脉冲现象的原因。还预测了射电和射电星高能辐射之间的联系。
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。
Alfvén wave mode conversion in pulsar magnetospheres
与2016年船帆座脉冲星故障同时发生的无线电发射异常可能是由星震引起的，星震将阿尔芬波发射到磁层，干扰了原始的无线电发射区。为了量化阿尔文波的寿命，我们研究了一种可能的能量损失机制，阿尔文波转换为快磁声波。使用轴对称的无力模拟，我们遵循的阿尔文波的传播从恒星表面发射到一个无力的偶极脉冲星磁层的封闭区的小振幅。我们观察到模式转换发生在理想的无力制度。阿尔芬波第一次通过赤道时的转换效率可能很高，因为波在远离恒星时达到很大的振幅，或者在靠近Y点的场线上传播。然而，由于后续通道上的失相，转换效率降低，并且闭合场线上的相当大的阿尔文功率仍然存在。因此，虽然发生了一些泄漏到快速模式，我们需要详细了解原始淬火，以说明模式转换是否可以单独导致脉冲星在短时间内重新激活。
Adjustment of the electric charge and current in pulsar magnetospheres
本文提出了一个简单的脉冲星磁层开放磁力线管内等离子体流动的数值模型。我们研究了等离子体如何屏蔽旋转感应电场并维持磁层全球结构所需的电流。我们发现，即使大部分的等离子体向外移动的相对论速度，一小部分的粒子是不断重新定向回形成反向等离子体流。这些反向流的密度和组成（正电子或电子，或两者）由沿管的戈德里希-朱利安电荷密度分布和全球磁层电流决定。这些反向流动会对极帽加速器中的等离子体产生过程产生显著影响。我们的模拟还表明，形成的反向流动是伴随着产生的长波长等离子体振荡，这可以转换，通过诱导散射的散装等离子体流，到观察到的无线电发射。
A Particle Simulation for the Pulsar Magnetosphere: Relationship of Polar Cap, Slot Gap, and Outer Gap
为了解释旋转供能星从射电到γ射线的脉冲发射，提出了极帽模型、缝隙隙模型和外隙模型。最近的观测表明，这些模型很可能在同一个磁层中共存。如果是这样的话，它们的相互关系是已知的麻烦（哈丁2009年），由于边界条件和方向的电流，这是适当地假设在每个加速度模型。我们对全球磁层结构进行了粒子模拟。在此基础上，我们给出了脉冲星磁层全球结构的新图像。发现沿电流中性线分离反向电流形成新的死区。我们称之为电流中性区。我们认为，极帽加速器和槽隙位于电流中性区的上方，外部间隙位于电流中性区和传统死区之间。我们也给出了超旋转区域的估计。
The spectral simulations of axisymmetric force-free pulsar magnetosphere
本文采用具有吸收外边界的拟谱方法求解了一组含时无力方程。在该方法中，电场和磁场都被展开的矢量球谐函数（VSH）的功能在球面几何和解析的磁场的无发散性强制执行的投影方法。我们的模拟表明，我们的伪谱代码可以很好地再现Deutsch真空解和Michel单极解。此外，该方法被用来呈现与时间相关的模拟力的脉冲星磁层的一个对齐的转子。模拟结果表明，该方法可以很好地分辨出赤道面内的电流片，得到的稳态下的自旋光度与Spitkovsky（2006）给出的数值吻合较好.
Diocotron Modes in Pulsar Magnetospheres: Charge Diffusion and Implications for Radio Emission Variability
通过三维粒子网格模拟研究脉冲星磁层中非轴对称的diocotron不稳定性，发现其产生稳定的m=1模式，驱动跨场扩散并调制极盖电势降和发射束角，与脉冲星消零、周期幅度调制和漂移子脉冲等变化性相关。
Ab-initio pulsar magnetosphere: three-dimensional particle-in-cell simulations of oblique pulsars
我们提出了第一性原理相对论粒子模拟的斜脉冲星磁层对形成。从中子星表面提取的粒子开始形成磁层。这些粒子被表面电场加速，并发射出能够产生电子-正电子对的光子。我们在初级高能粒子的位置注入次级对，其能量超过对形成的阈值。我们找到的解决方案，接近理想的力免费磁层，与Y点和电流片。由于沿磁场的局部电流密度低于Goldreich-Julian值，因此具有双折射率$\lt 40^{\circ}$的解决方案在开放场线区域中不显示对产生。在这些溶液中的大量流出是电荷分离的，并且对的形成仅发生在电流片和返回电流层中。具有较高的倾角的解决方案显示对生产在开放的磁力线区域，具有高的多重性的整体流量和对生产区域的大小随倾角的增加。我们观察到的恒星的自旋下降，可以与MHD模型预测相媲美。在电流片的磁耗散的范围之间的对齐的转子和3%的正交转子的20%。我们的研究结果表明，对于在光柱处抑制对形成的低丰度中子星，极区大部分区域中与对活动相关的现象的存在，无线电发射，可能主要取决于我们简化模型之外的物理学，例如弯曲时空或多极表面场的影响。
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。
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