Dark neutron stars
有很好的证据表明，电子-正电子对的形成是不存在的那部分脉冲星开放磁层的相干无线电发射的来源，但双光子对创建的可能性仍然在外部间隙。根据测量的整个表面温度，结合对伽马射线，X射线和光学光度的调查，表示每个主光束轻子，计算这个过程的过渡率表明，很少有费米LAT双星有显着的外隙对创建。对于具有正极冠共转电荷密度和离子质子等离子体的射电大射电恒星，必须有来自磁层其他部分的电子向外流动，以维持恒星上恒定的净电荷。在没有电子对产生的情况下，这个电流很可能是费米LAT观测到的GeV伽马发射的来源，其起源是在外隙区域。在负极冠共转电荷密度的情况下，在没有对产生的情况下，补偿电流可以仅由离子或质子组成。这些中子星可能是无线电宁静的，没有可观测到的伽马辐射，因此可以被描述为暗中子星。
2017-03-10 astro-ph.HE
Gamma-ray Emission from Millisecond Pulsars - An Outergap Perspective
在这篇综述论文中，我们解释了以下的伽马射线发射功能的毫秒彗星。（1）为什么毫秒双星的偶极场如此微弱，但磁对的产生过程仍然能够控制外隙的大小？(2)A亚GeV脉冲分量可能出现在毫秒级射电脉冲附近。（3）大视角黑寡妇系统中应存在轨道调制γ射线。
2013-09-25 astro-ph.HE
X-ray and Gamma-ray Emissions from Different Evolutionary Stage of Rotation Powered Millisecond Pulsars
$Fermi$ -LAT已经揭示了旋转动力毫秒双星（MSP）是银河系$γ$射线源群的主要贡献者。这样的双星在模拟几个低质量X射线双星（LMXB）的静止状态时也可能是重要的，其中伴星的光学观测表明可能存在旋转动力的MSP。为了了解不同演化阶段的MSPs的观测特性，我们研究了与外隙模型相关的X射线和$γ$射线辐射。对于旋转供电的MSP，外间隙的大小和高能发射的性质由表面附近的光子-光子对产生过程或磁对产生过程控制。对于这些类星体，我们发现由磁对产生过程控制的外隙模型在解释$γ$射线光度或非热X射线光度与自旋下降功率之间的可能相关性方面是更好的。对于静态LMXB中的吸积MSP，由深部地壳加热引起的中子星表面的热X射线发射可以控制外隙的条件。我们认为，在几个LMXB的静态观察到的光调制起源于照射的施主星的$γ$ -射线从外部间隙。在这些系统中，对于大质量的中子星，可以实现对SAXJ1808.4 -3658等源进行光学调制所需的辐照光度。最后，我们讨论了与黑寡妇系统，如PSR B1957+20的双星内激波相关的高能辐射。
2011-11-18 astro-ph.HE
Electron-positron bremsstrahlung and pair creation in very high magnetic fields
为了研究自旋与极性磁通量密度反平行的质子在极帽上的光生，计算了极高磁场下的卢瑟福散射截面、库仑韧致辐射截面和电子对产生截面.在很高的磁场的朗道-Pomeranchuk-Migdal效应被包含在一个简单的电子格林函数。
2010-08-04 astro-ph.HE
Population study for gamma-ray pulsars with the outer gap model
受$Fermi$望远镜观测到的$γ$ -射线发射天体的星群增加的启发，我们对$γ$ -射线发射正则天体进行了星群研究。我们使用蒙特卡罗技术来模拟银河系中子星和射电星的人口。对于每一个模拟的中子星，我们考虑的$γ$ -射线辐射的外间隙加速器在磁层。在我们的外间隙模型中，我们应用了Takata等人提出的间隙闭合机制，其中考虑了光子-光子对产生过程和磁对产生过程。模拟以前主要的无线电调查的灵敏度，我们的模拟预测，有$\sim 18-23$无线电大声和$\sim 26-34$ $γ$-射线选择$γ$ -射线的天体，这可以用$γ$ -射线通量$F_γ\ge 10^{-10}~\mathrm{erg/cm^2 s}$检测。利用$Fermi$望远镜六个月观测的灵敏度，在我们的模拟中探测到40-61颗射电选择星和36-75颗$γ$射线选择星。结果表明，模拟的$γ$射线天体的各种脉冲星参数的分布与$Fermi$望远镜观测到的$γ$射线天体的分布是一致的。我们还预测了$\sim 64$射电暴和$\sim 340$ $γ$射线选择暴辐射地球的通量为$F_γ\ge 10^{-11}~\mathrm{erg/cm^2 s}$，并且大多数$γ$射线暴的分布距离大于1 kpc，通量为$F_γ\sim 10^{-11}~\mathrm{erg/cm^2 s}$。无线电选择的和$γ$射线选择的天线之间的比率取决于无…
2010-10-28 astro-ph.HE
Electron-positron pairs in hot plasma of accretion column in bright X-ray pulsars
由磁化中子星吸积提供能量的X射线星体的光度范围很广，超过几个数量级。最近发现的最亮的X射线天体是脉动超亮X射线源，其吸积光度达到$10^{40}\,{\rm erg\,s^{-1}}$以上，超过爱丁顿值十倍以上。大部分能量释放在吸积中子星的磁极附近的小区域内--在吸积柱中。由于在小体积的吸积柱中释放出极端的能量，明亮的X射线柱是宇宙中最热的地方之一，内部温度可以超过100 keV。在这些条件下，电子-正电子对的产生和湮灭过程可能是有影响的，但在吸积柱的理论模型中基本上被忽略了。在这封信中，我们调查的性质的气体的电子-正电子对的物理条件下典型的吸积柱。我们认为，对创建过程中可以至关重要地影响吸积过程的动力学和吸积柱的内部结构限制其内部温度，降低本地爱丁顿通量和增加气体压力。
2019-05-23 astro-ph.HE
Efficiency of Synchrotron Radiation from Rotation-Powered Pulsars
同步辐射被广泛认为是旋转驱动的光子晶体在光学和X射线波段的脉冲非热辐射的来源。本文研究了脉冲星磁层中产生的电子和正电子对所发射的同步辐射，以限制坡印亭通量到粒子能流的能量转换效率。我们模拟了两个对的产生过程，在年轻的$γ$射线双星（$\lesssim10^6$ yr）中有效工作的双光子碰撞，以及在老双星（$\gtrsim10^6$ yr）中提供对的主要过程磁对的产生。利用解析模型，我们推导出最大同步辐射亮度作为能量转换效率的函数。通过与观测结果的比较，我们发现，尽管我们对同步辐射亮度的增大作了一些乐观的假设，但在磁层中，加速粒子的能量转换效率应该是一个统一的数量级。为了解释低自旋亮度恒星$L_{\rm sd}\lesssim10^{34}$ erg s $^{-1}$的非热X射线/光发射的亮度，非偶极磁场分量在发射区应占主导地位。对于具有$L_{\rm sd}\lesssim10^{35}$ erg为$^{-1}$的$γ$射线辐射源，观测到的$γ$射线与X射线和光通量比远高于曲率与同步辐射之间的通量比。我们讨论了一些可能性，如共存的多个加速器在磁层的建议，从最近的数值模拟结果。获得的最大光度值将有助于在X射线和光学波段选择观测目标。
2017-02-11 astro-ph.HE
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。
2014-10-27 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
Axisymmetric pulsar magnetosphere revisited
利用自洽$e^\pm$对产生方法对轴对称脉冲星磁层进行了全球动力学等离子体模拟。我们使用粒子网格法和对数球坐标与网格大小$4096\times 4096$。这使我们能够实现高电压感应脉冲星旋转和调查对创建一个年轻的脉冲星远离死亡线。我们发现以下情况。(1)能量释放和$e^\pm$产生强烈地集中在薄的Y形电流片中，峰值位于Y点处的小体积中。(2)Y点从光圆柱向内移动$\sim 15\%$，并以小幅度“呼吸”。(3)Y点的稠密$e^\pm$云处于超相对论旋转中，我们称之为超旋转，因为它超过了与恒星的共转。云接收来自恒星的沿着极向磁力线的角动量。(4)伽马射线发射在Y点达到峰值，并在与Y点圆相切的方位角方向上准直。(5)闭合磁层和开放磁场线之间的分界线电流片由来自Y点云的电子回流维持。它的厚度是自我调节的边缘电荷饥饿。(6)只有一小部分耗散发生在Y点的分界线内。在赤道平面中释放高得多的功率，特别是在Y点处，在Y点处，所产生的致密$e^\pm$等离子体旋转并通过两个开放的磁通量之间的喷嘴间歇地喷射。
2022-10-17 astro-ph.HE
Improving pulsar timing precision through superior Time-of-Arrival creation
本研究通过比较不同模板与匹配方法组合，发现使用数据导出平滑模板结合FDM方法能提升脉冲星到达时间精度，且抖动噪声未限制欧洲PTA当前计时精度。
2024-05-14 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
On the polar cap cascade pair multiplicity of young pulsars
我们研究了在各种条件下年轻脉冲星极帽中电子对的产生效率，以估计脉冲星磁层中电子对等离子体的最大可能多重数。我们开发了一个半解析模型计算的级联多重性，它允许有效的探索参数空间，并证实它与直接的数值模拟。为了评估影响级联效率的不同因素，对创建过程被认为是分开的粒子加速，与最近的自洽非稳态模型对级联描述的初级粒子的加速。我们认为，最有效的级联工作在曲率辐射/同步加速器制度，在脉冲星磁层对等离子体的最大多重数是~几个× 10^5。年轻高能脉冲星磁层中的等离子体对多重数与磁场强度和磁场线的曲率半径的关系很弱，而与脉冲星倾角的关系较强。这一结果对脉冲星风星云理论中关于等离子体对多重性很高的假设提出了质疑。
2018-03-23 astro-ph.HE
Mechanism of the X-ray and Soft Gamma-ray Emissions from High Magnetic Field Pulsar: PSR B1509-58
利用外能隙模型解释了自旋下降的脉冲星PSR B 1509 - 58的X射线和软γ射线辐射的光谱和随能量变化的光变曲线。在外间隙模型中，间隙内的大多数对都是在零电荷表面周围产生的，并且间隙的电场将两个电荷分开以沿相反方向移动。因此，从零电荷表面到光柱的区域由流出电流主导，而从零电荷表面到恒星的区域由流入电流主导。我们认为PSR B1509 - 58的视角只接收流入辐射。入射的曲率光子被恒星的强磁场转化为光子对。PSR B1509 - 58的X射线和软γ射线来自这些对的同步辐射。磁对的产生需要大的螺距角，这使得同步辐射的脉冲轮廓不同于曲率辐射的脉冲轮廓。我们仔细地跟踪了不同俯仰角的同步辐射的脉冲轮廓。我们发现不同能带的光变曲线之间的差异是由于次级对的不同俯仰角造成的，并且在E> 10 MeV处出现的第二个峰来自恒星附近的区域，那里较强的磁场允许以较小的俯仰角产生次级对。
2012-12-12 astro-ph.HE
Population study for $γ$-ray emitting Millisecond Pulsars and $Fermi$ unidentified sources
$Fermi$ -LAT已经揭示了旋转动力毫秒双星（MSP）是银河系$γ$射线源群的主要贡献者。我们讨论了$γ$射线的发射过程中的背景下的外间隙加速器模型，并使用Monte-Calro方法来模拟银河系人口的$γ$射线发射MSP。我们发现，外间隙加速器控制的磁对创建过程是更好地解释可能的相关性之间的$γ$射线光度和自旋下降功率。我们的Monte-Calro模拟意味着，大多数的$γ$ -射线发射MSP是无线电安静的无线电调查的灵敏度，表明大多数的$γ$ -射线MSP已被识别。我们认为，银河系$Fermi$不明来源位于高纬度地区应占主导地位的MSP，而在银道面的源占主导地位的无线电安静的正则ESTA。
2011-10-25 astro-ph.HE
Radiation Mechanism of the Soft Gamma-ray Pulsar PSR B1509-58
用外能隙模型解释了自旋下降脉冲星PSR B 1509 - 58的X射线和软γ射线辐射的光谱和能量相关光变曲线。在外能隙模型中，能隙内的大部分电子对产生于零电荷表面附近，能隙的电场将两个电荷分离，使它们向相反的方向运动。因此，从零电荷表面到光柱的区域主要是由粒子流出，从零电荷表面到恒星的区域主要是由粒子流入。粒子的流入和流出沿着磁场线运动并发射曲率光子，进入的曲率光子被恒星的强磁场转化为对。这些对发射同步加速器光子。我们认为PSR B 1509 -58的X射线和软γ射线是由这两对辐射的同步辐射产生的，PSR B 1509 -58的视角只接收入射辐射。磁对的产生需要大的螺距角，这使得同步辐射的脉冲轮廓不同于曲率辐射的脉冲轮廓。我们仔细地跟踪了不同俯仰角的同步辐射的脉冲轮廓。我们发现不同能带的光变曲线之间的差异是由于次级对的不同俯仰角造成的，在E> 10 MeV处出现的第二个峰来自恒星附近的区域，那里较强的磁场允许次级对以较小的俯仰角产生。
2013-03-03 astro-ph.HE
Extending the Pulsar radio population through Quantum Vacuum Cherenkov Emission
Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学）；Extreme Light Infrastructure ERIC, ELI Beamlines Facility（极轻基础设施欧洲研究基础设施公司，ELI光束线设施）；Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Czech Technical University in Prague（布拉格捷克技术大学）；ICRANet（国际相对论天体物理中心网络）；Università degli Studi di Ferrara（费拉拉大学）；Sapienza Univer（萨皮恩扎大学）
本研究提出量子真空切连科夫辐射作为中子星极冠区新的对产生机制，扩展了脉冲星死亡线参数空间，为长周期中子星射电发射提供物理解释，并开辟了用SKA测试非线性QED的新途径。
2026-11-03 astro-ph.HE
Neutron Stars in Supernovae and Their Remnants
中子星的磁场范围很大（~ 3e 10 - 1 e15 G）。可能有一种倾向，即更高磁化的中子星来自更大质量的恒星祖先，但其他因素也一定起作用。当与中子星可能的初始周期相结合时，磁场意味着一种覆盖范围很大的自旋下降功率，并且通常由超新星中的其他功率源主导。脉冲星自旋下降的功率输入的显着特点是功率的时间依赖性和在超新星内部创建一个低密度的气泡;在后期阶段的线轮廓没有集中峰值后，显着的脉冲星旋转能量已经沉积。在小于300岁的天体中，缺乏明确的脉冲星能量证据，这可以归因于大的典型脉冲星诞生时的旋转周期。
2010-11-16 astro-ph.HE
A systematic synchro-curvature modelling of pulsar $γ$-ray spectra unveils hidden trends
通常认为，来自双星系的$γ$射线辐射主要是由加速粒子的同步曲率损失产生的。在这里，我们提出了一个系统的研究，所有目前报道的，高质量的费米-LAT脉冲星光谱数据。我们这样做是通过应用一个模型，遵循粒子动力学和一贯计算同步曲率辐射的排放。通过拟合观测数据的情况下，我们能够获得有关的平行电场，粒子发射的大部分检测到的辐射的典型的长度尺度，以及所涉及的粒子的数量的约束。该模型能很好地处理几十毫秒和年轻恒星的数据。通过将推断出的模型参数与观测到的时序特性相关联，发现了一些趋势。首先，辐射中不可忽略的一部分来自于对产生后不久垂直动量的损失。第二，电场与发射长度尺度的倒数和光柱处的磁场两者强烈相关，从而排除了在表面附近产生高能光子的模型。这些相关性统一了年轻和毫秒磁星在相同的物理场景下，并预测磁星本质上是$γ$ -射线安静通过同步曲率过程，因为磁层粒子没有加速到足以发射可检测的$γ$ -射线通量。
2015-07-14 astro-ph.HE
Emission mechanism of GeV-quiet soft gamma-ray pulsars; A case for peculiar geometry?
GeV宁静软γ射线脉冲星是一种新的年轻的下自旋动力脉冲星，它的光谱翻转出现在~ 10 MeV附近，20 keV以下的X射线光谱可用幂律描述，光子指数约为1.2，X射线/软γ射线波段的光变曲线为单宽脉冲。它们的发射特性不同于普通的γ射线双星，$νF_ν$的谱峰出现在GeV的能带内，X射线/γ射线光变曲线有尖锐的和双峰（或多峰）。本文讨论了GeV宁静软γ射线星的X射线/软γ射线辐射是由磁对产生过程中产生的电子/正电子对的同步辐射引起的。在我们的模型中，观测几何是区分正常伽玛射线源和软伽玛射线源的关键因素。我们的模型表明，软伽玛射线天体的磁倾角（$α$）和地球视角（$β$）之间的差异很小，因此来自极帽区周围高磁场区的同步辐射在观测到的辐射中占主导地位。此外，软伽马射线脉冲星的倾角相对较小，为$α\leq 30$ ~度，我们的视线在外隙中通过曲率辐射过程发射的伽马射线束之外。我们还分析了四个软γ射线源的六年$Fermi$数据，以确定GeV通量的上限。
2014-08-27 astro-ph.HE
Probing gamma-ray emissions of Fermi-LAT pulsars with a non-stationary outer gap model
我们探讨了脉冲星磁层中伽玛射线辐射过程的非定常外隙方案。沿着磁场线迁移并从外/内边界进入外间隙的电子/正电子激活对产生级联和高能发射过程。在我们的模型中，粒子在能隙边界的注入速率是控制能隙结构和γ射线谱性质的关键物理量。我们的模型假设注入速率是随时间变化的，观测到的γ射线谱是来自不同能隙结构的辐射在能隙边界处具有不同注入速率的叠加。假设粒子注入率呈幂律分布，叠加计算得到的能谱能再现Fermi-LAT观测到的γ能谱的次指数截止特征。用该模型拟合了43个中青年双星和14个毫秒双星的相位平均谱。我们的结果表明：（1）对于自旋下降功率较大的脉冲星，在能隙边界处注入较大的粒子更为频繁;（2）注入速率远小于Goldreich-Julian值的外能隙产生观测到的$>10$ GeV辐射. Fermi-LAT γ射线谱表明：（i）对于自旋下降速率较高的脉冲星，在截止能量以下观测到的γ射线谱趋于较软;（ii）第二个峰在较高的能带中更为突出。根据拟合的结果，我们描述了这些观测性质的可能的理论解释。我们还简要地讨论了克拉布类毫秒双星，显示相位对齐的无线电和伽马射线脉冲。
2015-11-20 astro-ph.HE
High-Energy Photon Opacity in the Twisted Magnetospheres of Magnetars
磁星是一种中子星，其特征是表面磁场很强，通常超过44.1太高斯的量子临界值。高能光子在其磁层中的传播可以通过量子电动力学过程如光子分裂和磁对产生而衰减。在本文中，我们计算了由于光子分裂和对创建的光子发射在磁星的磁层中的任何地方的不透明度。轴对称，扭曲偶极子场配置嵌入史瓦西度规处理。本文计算了光子在弯曲时空中传播到无穷远的最大能量。特别强调的情况下，光子产生沿磁场环路和/或在极地地区，这些情况下直接涉及到共振逆康普顿散射模型的硬X射线发射磁星和康普顿软γ射线发射从巨大的耀斑。我们发现，磁层扭曲的增加提高或降低光子不透明度，这取决于两个发射场所，以及场线拉直和场强增强之间的竞争。因此，考虑到硬X射线爆发和磁星持续的“尾部”发射的隐含光谱透明度，光子分裂的考虑限制了它们的发射区域位置和磁层的扭曲角;这些限制可以通过未来的软伽马射线望远镜（如COSI和AMEGO）来探测。扭曲的包含通常会增加光子对创建的不透明体积，超过其阈值，除非光子在极区发射并近似平行于场。
2022-09-30 astro-ph.HE
Chandra Phase-Resolved Spectroscopy of the High Magnetic Field Pulsar B1509-58
我们报告的时间和光谱分析的年轻，高磁场旋转动力脉冲星（RPP）B1509-58使用钱德拉连续时钟模式观测。脉冲星的X射线光变曲线可以用两个高斯分量来拟合，脉冲分量在Chandra波段上表现出中等的能量依赖性。脉冲X射线光谱由光子指数为1.16（4）的幂律很好地描述，这比用RXTE PCA和NuSTAR测量的值更难。这一结果支持了宽带X射线谱的对数抛物线模型。利用Chandra前所未有的角分辨率，我们清楚地识别出脉冲星的非脉冲X射线辐射，其光谱最适合幂律加黑体模型。后者的组成部分有一个温度为~0.14 keV的热光度与其他年轻的和高磁场RPP的光度相媲美，它的温度之间的磁星和典型的RPP。此外，我们发现PSR B1509-58的非热X射线发射在非脉冲阶段比脉冲阶段明显更软，光子指数在1.0和1.8之间变化，并且与通量相关。这与其他三个年轻人的行为相似。根据外能隙模型，我们将其解释为离中子星表面不同高度的对产生过程的不同贡献。
2017-04-03 astro-ph.HE
Gamma-ray emission from strongly magnetized pulsars
在一个强磁场中，B > 4 × 10 ^{12} G，几乎沿着弯曲的场线发射的伽马射线会衰变成束缚的电子-正电子对（正电子素原子），而不是衰变成自由对。这一过程可能会改变强磁化晶体的极隙。与自由对不同，这种束缚对不会屏蔽极隙中沿磁场的电场分量。因此，相对论粒子和辐射从极隙带到脉冲星磁层的总功率，与忽略束缚对的传统极隙模型相比，可能会显着增加（高达几十倍），并且可能是自旋下降功率的很大一部分。我们证明，修改后的极性间隙的总功率可能足以解释所观察到的所有已知的强磁化，伽玛射线天体的非热光度。
2011-09-26 astro-ph.HE hep-ph
Efficiency of Non-Thermal Pulsed Emission from Eight MeV Pulsars
本研究利用多颗X射线卫星数据分析8颗MeV脉冲星的脉冲辐射特性，发现其硬X射线谱与较高辐射效率，估算了对产生多重数并提出两类模型解释其与Fermi-LAT脉冲星的差异。
2024-03-07 astro-ph.HE
A Tale of Two Current Sheets
我概述了一个新的模型的粒子加速在电流片分离的开放领域的线在无力模型的脉冲星磁层的封闭，重联的基础上发生在光柱和“极光”加速返回电流通道，连接光柱的中子星表面。我讨论了最近的研究脉冲星风星云，发现对流出率超过现有的理论预测的对创造发生，并利用这些结果指出，终端激波上游脉冲星风中的磁场耗散作为解决“$σ$“问题的可行模型，由于较低的风4-更大的质量负载所暗示的速度。
2010-09-14 astro-ph.HE
Investigation of gamma-ray variability and glitches of PSR J1420-6048
PSR J1420-6048是一颗年轻的伽马射线脉冲星，具有周期性的毛刺。利用费米伽马射线太空望远镜获得的长期监测数据，我们发现PSR J1420-6048显示了伽马射线通量的变化，我们还在2008年至2019年期间检测到了四次故障。其中两个故障是以前未知的，它们的伽马射线光谱也显示了每个故障之间的变化。由于结果可能被污染的背景源，我们讨论了所观察到的流量和光谱的变化是由人为的错误分配的光子从附近的脉冲星风星云（HESS J1420-607）和脉冲星（PSR J1418-6058），或从目标脉冲星本身的发射几何形状的变化。我们研究的相关性的磁通量的变化和交替脉冲结构，以调查是否在外磁层的发射几何形状发生变化。在假设这些观测特征不完全由背景环境引起的前提下，我们将我们的结果与其他γ射线源观测到的类似现象进行了比较，并提出强烈的地壳破裂可以引起中子星的时间异常，它可以影响粒子的加速或对产生区域，从而导致发射行为的改变。
2021-03-15 astro-ph.HE
LOFAR observations of the mode-switching pulsar B0943+10
PSR B0943+10是一颗旧的非回收脉冲星，几十年来以其快速和自发的无线电模式切换而闻名。最近，Hermsen等人（2013年）发现了极盖热X射线发射的相关变化，从而证明无线电模式不仅仅是无线电发射区域局部变化的产物，而是某些全球磁层转变的标志。大约在同一时间，由于新一代低频无线电阵列投入使用，可以在电离层透明度窗口的最低边缘进行宽带观测。在这些射频下，PSR B0943+10发射的轮廓形态和单脉冲特性变得非常动态，不仅提供了关于发射本身的细节，而且还提供了关于极隙条件的细节。在这里，我将介绍PSR B0943+10的LOFAR观测的最新结果，并讨论它们对多波长图像的贡献。
2018-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Pulsar wind nebulae with bow shocks: non-thermal radiation and cosmic ray leptons
具有高自旋功率的脉冲星产生相对论风，辐射的功率仅为脉冲星风星云（PWNe）中从射电到伽马射线的一小部分。其余的功率在PWNe与星际介质（ISM）的相互作用中耗散。一些PWNe以超音速相对于ISM运动，产生弓形激波。在这种情况下，在脉冲星风终端表面加速的超相对论粒子可能在风终端激波流出和弓形激波流入形成的会聚流系统中被再加速。这种再加速的结果是产生了具有硬光谱的粒子分布，例如解释光子指数γ <~ 1.5的观测到的同步加速器光谱所需的粒子分布。这种硬分量的存在是特定于PWNe与弓形激波（BSPWNe）。被加速的粒子可能最终包含冲击压头压力的大部分。对于典型的ISM和脉冲星参数，这些系统释放的正电子数量足够多，足以贡献相当大一部分的正电子作为银河宇宙射线粒子检测到几十个和几百个GeV以上。超相对论粒子从BSPWN的逃逸及其在远紫外和X射线波段的出现取决于星际磁场的方向、天体层的速度和脉冲星的自转轴。在这方面，我们回顾了观察到的外观和多波长光谱的三种不同类型的BSPWNe：PSR J 0437 -4715，吉他和灯塔星云，船帆状物体。我们认为，这些对象的高分辨率成像提供了独特的信息脉冲星风和ISM。我们讨论了成像观测的解释和估计的BSPWN的贡献，在地球上观察到的正电子通量。（简略）
2017-05-02 astro-ph.HE
Radio Emission Physics in the Crab Pulsar
我们回顾了我们的高时间分辨率的蟹状星云脉冲星的射电观测，并将我们的数据与各种发射物理模型进行了比较。主脉冲和低频间脉冲来自高空发射区（焦散）的某个区域，这些区域也会产生脉冲X射线和伽马射线发射。虽然没有发射模型可以完全解释这两个组成部分，最有可能的模型表明，它们来自光束驱动的不稳定性，相干电荷聚束和强电磁湍流的组合。由于无线电功率在很大的时间尺度上波动，我们知道发射区是不规则的和动态的。这是诱人的调用不稳定的对创建高海拔间隙的可变性的来源，但目前的对级联模型不能解释所需的任何可能的模型的密度。更难解释的是神秘的高频间脉冲。我们既不了解它在磁层内的起源，也不了解它动态光谱中引人注目的发射带。最有希望的模型是基于与太阳斑马带的类比，但它们需要不寻常的等离子体结构，这不是我们标准的磁层图像的一部分。我们认为，无线电观测可以揭示很多关于上层磁层，但工作之前，模型可以解决所有的数据。
2016-04-08 astro-ph.HE
Outer gap accelerator closed by magnetic pair-creation process
我们讨论了外能隙在跨场方向上的闭合机制，以及在恒星表面附近的磁对产生过程。如果磁对中的一部分是以向外的动量产生的，那么通过磁对产生的间隙闭合是可能的。通过假设多个磁场会影响恒星表面附近的局部场，我们证明了恒星表面附近特定的磁场几何结构导致了对的流出。加上零电荷表面以下的电场很弱，入射粒子在外隙中加速发射的特征曲率光子能量在靠近恒星表面处急剧下降到$\sim 100$ MeV。我们估计了从最后一个开放的磁力线测量的高度，在该高度以上，100 MeV的光子通过磁对产生被转换成对。我们还表明，由于磁对产生过程中产生的多重性可以获得$M_{e^{\pm}}\sim 10^4-10^5$。在该模型中，分数外间隙尺寸与$P^{-1/2}$成比例。预测的γ射线亮度（$L_γ$）和特征曲率光子能量（$E_c$）分别与$B^2P^{-5/2}$和$B^{3/4}P^{-1}$成正比。该模型还预测了$L_γ$和$E_c$分别与自旋降速功率（$L_{sd}$）和自旋降速年龄（$τ$）相关为$L_γ \propto L_{sd}^{5/8}$或$L_γ \propto τ^{-5/4}$，以及$E_c \propto L_{sd}^{1/4}$或$E_c \propto τ^{-1/2}$.
2010-04-08 astro-ph.HE
Study for curvature radiation and magnetic pair creation process on polar-cap region of magnetic white dwarf
Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）
研究磁白矮星极冠区的粒子加速、辐射及对产生过程，发现四极场增强加速和辐射，对产生仅发生在短周期弱场条件下，解释长周期射电暂现源。
2026-09-18 astro-ph.HE
The millisecond pulsar contribution to the rising positron fraction
来自毫秒双星（MSP）的成对级联可能是银河系电子和正电子的主要来源，它们导致PAMELA和AMS-02观测到的正电子通量增加到10 GeV以上。费米大面积望远镜（LAT）极大地增加了探测到的伽马射线MSP的数量。光变曲线模型进一步支持MSP磁层中丰富的对产生，因此来自于MSPs的初级宇宙射线正电子的模型应该包括来自大量MSP的贡献以及它们每个源潜在的更高的正电子输出。我们模型的贡献银河系MSP地球宇宙射线电子/正电子通量使用人口合成代码来预测的源属性，现今的MSP。我们模拟对光谱假设偏置偶极子磁场，提高对创建率。我们还考虑了在黑寡妇（BW）和红背（RB）双星系统中，正电子和电子在强烈的双星内冲击中被加速到非常高的能量。我们通过使用模型计算它们在银河系中的扩散和辐射能量损失来将这些粒子运送到地球。我们的模型粒子通量增加非零偏移的磁极帽。我们发现，对级联MSP磁层的贡献只有温和的几十个GeV左右的测量通量。BW和RB通量可能达到百分之几十的观测通量高达几TeV。在这种情况下，未来的观察应该限制源属性。
2015-08-19 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
Opacities for Photon Splitting and Pair Creation in Neutron Star Magnetospheres
在过去的四十年里，各种望远镜观测到的磁星的持续和闪耀发射为我们提供了一套软X射线和硬X射线的光变曲线和光谱，尚未检测到超过1 MeV的发射。磁对产生和光子分裂导致的高能光子衰减预计在磁星的磁层中很活跃，这可能是它们信号中伽马射线缺乏的原因。本文研究了高磁化中子星的静态真空偶极磁层中这两个QED过程的偏振相关不透明度，计算了衰减长度，确定了逃逸能量，即光子在无限远透明时的最大能量。在平坦和弯曲的时空的数值轨迹积分分析提供了几兆电子伏或更少的可见能量的磁星接近恒星表面的地方的上限。光子分裂不透明度本身就限制了磁层中可能的发射区域：最大高度为2-4恒星半径的场环内区域与最大检测到的250千电子伏左右的能量不相称。这些限制不仅适用于磁星耀斑，但也对他们的静态硬X射线尾部发射。探索光子分裂衰减的背景下的共振逆康普顿散射模型的硬X射线尾巴得到独特的相位分辨光谱和极化签名，未来的MeV波段的任务，如AMEGO和e-ASTROGAM的重大利益。
2019-04-05 astro-ph.HE
Gamma-ray lines, electron-positron annihilation, and possible radio emission in X-ray pulsars
本研究分析X射线脉冲星中伽马射线谱线的产生机制，结合数值框架计算光子逃逸率，确定了可被未来MeV伽马射线任务观测的参数空间，指出相关探测可用于研究中子星结构。
2025-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for gamma-ray emission from four accreting millisecond pulsars with Fermi/LAT
本文报道了对4颗吸积毫秒脉冲星（SAXJ1808.4 -3658，IGRJ 00291 +5934，XTEJ 1814 -338，XTEJ 0929 -314）在100 MeV ~ 300 GeV能量范围内γ射线辐射的研究。这些数据来自费米γ射线太空望远镜上的大面积望远镜（LAT）进行的四年观测。AMP没有被探测到，我们得到的它们的γ射线光度上限分别为：SAXJ1808.4 -3658为5.1*10^33尔格/s，IGRJ 00291 +5934为2.1*10^33尔格/s，XTEJ 1814 -338为1.2*10^34尔格/s，XTEJ 0929 -314为2.2*10^33尔格/s。我们将我们的结果与Takata et al.（2012）提出的从AMP中的同伴中看到的产生光学调制所需的γ射线照射亮度进行比较，并且我们的上限排除了γ射线发射作为这些系统中的热源，除了XTE J 0929 -314，其上限不够深。我们的研究结果也不支持Takata等人（2012）提出的模型，即相对较强的γ射线发射可能来自高质量中子星的外隙，由AMP的光子-光子对产生控制。测量了SAXJ1808.4 -3658和IGRJ 00291 +5934两种AMP的自旋下降率，并给出了它们的γ射线转换效率上限，分别为57%和3%。通过与Fermi探测到的20颗γ射线毫秒双星（MSP）和新发现的过渡型MSP双星…
2013-04-08 astro-ph.HE
Correlation of Chandra photons with the radio giant pulses from the Crab pulsar
在1.5 GHz的绿岸望远镜和主要在1.5-4.5 keV能量范围内的钱德拉X射线天文台进行的5.4小时的同时观测中，没有发现蟹状星云脉冲星的巨脉冲和X射线光子之间存在明显的相关性。在蟹状星云脉冲星周期内，主脉冲（MP）和脉冲间（IP）的射电辐射相位窗口X射线通量变化不超过± 10%和± 30%。在巨脉冲期间，MP GP的X射线通量变化不超过2倍，IP GP的变化不超过5倍。引用的所有限制都与随机到达时间的假GP集周围的X射线通量的2-sigma波动兼容。结果表明，等离子体相干性的变化是GP的起源。然而，如果发出相干射电辐射的粒子大多处于最低朗道能级，则结果并不排除粒子产生速率的变化。
2012-01-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Pair Discharges and Radio Emission from Millisecond-Pulsar and White-Dwarf Magnetospheres
Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）
该研究针对弱场致密天体磁层，提出含两类QED过程的新型对放电机制，通过粒子模拟验证其可产生对级联与相干射电辐射，解释了毫秒脉冲星和白矮星的射电活动。
2026-08-25 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A Comprehensive Interpretation of Fermi-LAT Pulsars: Fundamental-Plane Death Border, Visibility Thresholds, and GeV-TeV Unification
Astrophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心天体物理学科学部）；Department of Astronomy, University of Maryland（马里兰大学天文学系）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA GSFC（NASA戈达德太空飞行中心空间科学与技术研究探索中心）；Theoretical Division, Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室理论部）；Southeastern Universities Research Association（东南大学研究协会）；Department of Physics, University of Patras（帕特雷大学物理系）
本文提出一个框架，将脉星的伽马射线特性与ECS物理联系起来，揭示了基本平面死亡边界、可见性阈值及GeV-TeV统一的机制。
2026-01-30 astro-ph.HE
Phase Control of Nonlinear Breit-Wheeler Pair Creation
研究通过激光脉冲与其二次谐波间的相位偏移，控制非线性 Breit-Wheeler 过程中产生的正负电子的相对横向运动，实现电子与正电子的反向漂移与空间分离，为正电子的后续分离与检测提供新途径。
2023-10-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Creation of magnetic spots at the neutron star surface
根据部分屏蔽间隙的设想，有效的电子-正电子对产生，无线电脉冲星活动的一般先决条件，依赖于磁点的存在，即，在中子星表面局部集中的强和小尺度磁场结构。它们对表面温度有很大的影响，这是潜在的可观察的。在这里，我们加强这样的磁点可以通过提取磁场能量，驻留在地壳深层，通过霍尔漂移形成的想法。我们研究和讨论了不同性质的中子星模型和初始磁场配置的磁热演化，导致创建磁点。我们发现，磁点可以创建一个时间尺度上的$10^4$年的磁场强度$\gtrsim 5\times 10^{13}$ G，几乎所有的磁能存储在其环向分量，并在地壳内的电导率不是太大。磁点的寿命至少为$\sim$一百万年，如果初始磁场同时渗透到地核和地壳中，则会更长。
2014-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electromagnetic wave transparency of X mode in strongly magnetized plasma
从真空落在等离子体介质上的电磁脉冲可以在等离子体中反射或传播，这取决于它是过密还是欠密。然而，在磁化等离子体中，通常存在几个用于EM波的通带和阻带，这取决于磁场相对于传播方向的取向。在等离子体中传播的EM波可以在等离子体中激发静电扰动[1，2]。在这项工作中，粒子在细胞模拟已经进行了说明完全透明的电磁波传播内的强磁化等离子体。外部磁场被选择为垂直于电磁波的波传播方向和电场，这是X模式配置。尽管存在带电的电子和离子物种，等离子体介质表现得像真空。借助于粒子漂移可以理解这种观察。结果表明，虽然两种粒子在电磁场的影响下运动，但它们的运动不会导致任何电荷或电流源改变介质中传播的电磁波的色散关系。此外，它也表明，在这种制度的电磁波的阻带收缩到零宽度的谐振点和截止点彼此接近。因此，在这种强磁化的情况下，对EM辐射的透明性似乎是一种规范。这可能在天体物理学场景中具有重要意义。例如，围绕在恒星和磁星周围的等离子体经常被强磁场穿透。
2021-04-15 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Appearance of a Radio-Pulsar Magnetosphere from a Vacuum with a Strong Magnetic Field. Accumulation of Particles
考虑了表面磁场为B~ 10 ^12 G的中子星真空磁层中电子和正电子的积累。结果表明，磁层中产生的粒子或从外部落入磁层的粒子经历频率为10-100 MHz的超相对论振荡。这些振荡由于曲率辐射和韧致辐射的能量损失而衰减，其频率达到1-10 GHz。同时，粒子沿无力表面沿闭合轨迹进行规则运动。这导致粒子在无力表面的逐渐积累，并形成完全电荷分离的等离子体层，其密度为Goldreich-Julian密度的量级。由于吸收高能宇宙伽马射线，磁层中存在一个恒定的电子-正电子对源，导致这一层的生长，如果电子-正电子倍增系数足够高，就会使脉冲星磁层迅速充满电子-正电子等离子体。
2010-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Linear acceleration emission: 1 Motion in a large amplitude electrostatic wave
本文研究了脉冲星磁层振荡模型中电荷在三角形大振幅静电波中的运动。粒子在这种波中的（一维）轨道可以精确地用维尔斯特拉斯函数来表示。结果被用来讨论线性加速度发射（在低和高频率）的振荡模型的电子枪。在随附的论文（Melrose & Luo 2009）中导出了发射率的显式表达式，并在此处用于导出低频下吸收系数的表达式。我们发现吸收可以是负的，对应于脉泽发射。在振荡模型中，由于激发电子对产生所需的振幅很大，脉泽增长的速率太小而不起作用。有效的增长需要较小的振幅，因此波中加速获得的最大洛伦兹因子为$\lapprox10$。
2009-03-16 astro-ph.HE
Neutrino beaming in ultraluminous X-ray pulsars as a result of gravitational lensing by neutron stars
本文研究超亮X射线脉冲星中中微子受中子星引力透镜效应影响形成束流图样的过程，发现视中微子光度可远超实际光度，但强放大仅出现在极小比例的中子星中，且与状态方程、恒星质量及中微子能量有关。
2025-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining Pulsar Emission Physics through Radio/Gamma-Ray Correlation of Crab Giant Pulses
为了约束巨脉冲（GP）发射机制并检验Lyutikov（2007）的GP发射模型，我们正在对蟹状星云脉冲星进行伽马射线（费米）和无线电波长之间的同时观测。无线电GP和高能光子的到达时间之间的相关性，无论它是否存在，都将使我们能够在GP发射的不同来源之间进行选择，并进一步限制发射物理。我们的首要目标是测试无线电全球定位系统是否是由于无线电发射机制的相干性变化，脉冲星磁层中对创建速率的变化，或波束方向的变化。实现这一目标需要大量的同时无线电GPS和伽马光子。因此，我们组织了一次无线电观测活动，使用了英国Jodrell Bank天文台的42英尺望远镜、140英尺望远镜和100米的Robert C.绿岸天文台（Green Bank Observatory）的伯德绿岸望远镜（GBT）。虽然前两个的观测正在进行中，但在这里，我们提出了在8.9 GHz的高频下使用GBT进行20小时观测的初步结果。这些特殊的观测旨在探测Lyutikov（2007）的GP发射模型，该模型预测频率> 4 GHz的GP应该伴随着能量为1-100 GeV的伽马射线光子。
2010-01-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Partially Screened Gap -- general approach and observational consequences
对射电星热X射线辐射的观测表明，热点的大小比脉冲星磁场的纯偶极几何所产生的极帽的大小要小得多。对这种现象最合理的解释是假设恒星表面的磁场与纯粹的偶极场有本质的不同。我们可以通过由开磁场线限定的区域的磁通量守恒来确定表面处的磁场。然后，表面磁场的值可以估计为$10^{14}$ G的量级。另一方面，观测表明，热点的温度约为几百万开尔文。在此基础上，提出了部分屏蔽间隙（PSG）模型，该模型假定实际极帽（热点）的温度等于所谓的临界温度。本文讨论了几种恒星的热X射线辐射温度与相应面积之间的关系。我们的分析结果表明，PSG模型是适合解释这两种情况：当热点是小于和大于传统的极帽。我们认为，在第二种情况下，结构和曲率的场线允许对创建在封闭的场线区域，因此，次级粒子可以加热恒星表面以外的实际极冠。我们发现，曲率辐射（CR）在PSG雪崩对产生中起主导作用。研究了脉冲星周期、磁场强度和磁力线曲率对PSG参数的影响。
2011-11-22 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
Quantum Plasma Creation near a Magnetar
本研究通过蒙特卡洛模拟，揭示磁星静止态硬X射线源于QED效应产生的电子对等离子体，并解释1E 2259+586观测特征，为理解磁星电路提供关键模型。
2025-01-23 astro-ph.HE
Gravitational radiation from neutron stars deformed by crustal Hall drift
射电辐射的一个先决条件是极冠区域存在强的小尺度磁场结构（“磁点”）。它们的产生可以通过地壳霍尔漂移从两个定性和定量不同的初始磁场配置中进行：一个完全局限于地壳的场和另一个穿透整个恒星的场。这项研究的目的是探索地壳中的这些磁性结构是否能够使恒星充分变形，使其成为可观测的引力波源。我们模拟这些领域的配置，它可以开发，在$\sim 10^4$ - $10^5$年，局部表面磁场强度$\sim 10^{14}$ G保持超过$\gtrsim 10^6$年的磁点的演变。计算了磁力引起的变形。我们表明，在有利的初始条件下，一颗恒星经历地壳霍尔漂移可以有椭圆率$ε\sim 10^{-6}$，即使与亚磁星极场强度，经过$\sim 10^5$年。脉冲星旋转频率为$\sim 10^2$ Hz，具有这样的$ε$是一个有希望的引力波源候选者。由于如此大的形变只能由穿透整个恒星的特定磁场配置引起，并且其最大磁能集中在外核区域，因此从射电望远镜观测到的引力波发射可以告诉我们年轻中子星的内部场结构。
2016-04-14 astro-ph.HE gr-qc
