Distances and moments of inertia of Fermi Pulsars
距离和转动惯量的测量必须是有用的，例如，三维映射的色散和旋转措施，约束核物质状态方程等的距离和转动惯量可以通过拟合的伽马射线光变曲线测量的伽马射线辐射，因为伽马射线发射似乎是由容易计算的物理。（第一原理）理论光变曲线只计算了弱双曲星（光柱附近的电子对产生量远小于Goldreich-Julian [1]的每转），而且精度不够;但是，由于这个计算是由自学成才的数值家完成的，所以一定有可能提高弱双曲星的理论精度，也可以将计算扩展到非弱双曲星。为了邀请装备更好的研究人员的计算工作，我们描述了一个（完全显而易见的）程序来测量弱双星的距离和惯性矩。
2013-10-11 astro-ph.HE
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。
2019-10-31 astro-ph.HE
Broad-band X-ray spectra of anomalous X-ray pulsars and soft $γ$-ray repeaters: pulsars in a weak-accretion regime ?
本文给出了对5颗反常X射线脉冲星（AXP）和软$γ$射线重复源（SGR）的宽波段X射线谱的分析结果。我们用适合于吸积流到脉冲星的X射线发射的模型拟合了它们的Suzaku和INTEGRAL谱。我们发现它们的X射线谱可以用这个模型很好地描述。我们尤其发现：（a）吸积柱的半径为$\sim150-350$ m，导致横向光学深度为$\sim 1$ ;（b）垂直汤普森光学深度为$\approx 50-400$;（c）它们的光度转化为吸积率$\approx10^{15}\rm{g\, s^{-1}}$。这些结果与回退盘模型的预测吻合得很好，为解释AXP和SGR作为吸积星提供了进一步的支持。
2015-08-19 astro-ph.HE
Fermi Pulsars and the Cosmic Ray Knee
如果将核提升到弱轴对称脉冲星的辐射区，核被加速到准单能谱，其中一半以上的核光度几乎是单能发射的，能量E约为4 Ze（L/c）^（1/2），其中L是自旋下降功率。在许多（并不明显错误的）假设下，这将费米（类）弱的粒子变成能量接近宇宙线拐点的突出的加速器。主要的不确定性纯粹是理论上的：人们需要了解在某些弱脉冲星磁层中，原子核是否是主要的正电荷载体。
2013-10-31 astro-ph.HE
Pulsar Lightcurves
计算了弱脉冲星的能量分辨光变曲线。
2013-10-07 astro-ph.HE
Not an Oxymoron: Some X-ray Binary Pulsars with Enormous Spinup Rates Reveal Weak Magnetic Fields
最近发现了三个大质量的X射线双星，它们表现出极大的自旋上升速率。传统的吸积理论预测极高的表面偶极磁场，我们相信是非物理的。相反，我们提出了完全相反的设想：其中一些恒星表现出微弱的磁场，以至于它们的磁层被流入的物质的重量压碎。在流入的物质到达脉冲星表面之前，由于穿透的内盘将其多余的角动量转移到后退的磁层，从而向脉冲星施加强大的自旋扭矩，因此达到了巨大的自旋速度。这种机制也反过来起作用：当磁层膨胀到超过共转时，它使脉冲星向下旋转，发现自己的旋转速度比吸积盘快，然后吸积盘对磁场和脉冲星本身施加一个强大的阻滞扭矩。上述的理论不能容纳在中子星吸积过程发生在自旋平衡附近的背景下，因此它们构成了一个新的极端（远离平衡）吸积现象理论的一步。
2018-05-15 astro-ph.HE
Pushchino multibeam pulsar search: I. Targeted search of weak pulsars
在脉冲星候选者样本中进行了脉冲星的搜索，该样本是基于在赤纬-9^o < δ< +42^o的低时频分辨率（6个通道，采样0.1s）下进行的多年调查发现的。使用了在2.5 MHz波段中以111 MHz工作的大型相控阵（LPA）中星望远镜。利用高时频分辨率的32通道观测数据，通过叠加功率谱的可视化程序，对脉冲星的探测进行了搜索、分析和证据。发现了11颗周期P0 = 0.41-3.75 s、色散量DM=15-154 pc/cm ^3的新双星。总的来说，在2016-2021年期间的盲搜索中，在低时频分辨率的调查中，发现了208个卫星，其中42个新卫星和166个已知卫星。结果表明，在对7年时间间隔积累的高时频分辨率资料的搜索中，可以探测到在111 MHz频率下通量密度为0.1 - 0.2mJy的类星体。当搜寻赤纬为+21 ^o < δ<+42 ^o的有规则（周期性）发射的双星时，可以探测到所有位于银道面外的双星，其P0 \ge 0.5 s，DM \le 100 pc/cm ^3和通量密度S \ge 0.5 mJ y
2022-03-29 astro-ph.HE
Search for weak components in pulsar radiation
本文基于PUMPS项目110 MHz观测数据，在96颗高信噪比脉冲星中搜寻主脉冲外弱成分，发现PSR J1543+0929具有三成分轮廓且几乎全周期辐射，并在PSR J2234+2114中探测到距主脉冲53°的前兆辐射。
2025-03-11 astro-ph.HE
Pulsars as Standard Candles
为了说明γ射线脉冲星的标准烛光性质（也为了证实最近关于脉冲星γ射线辐射的第一性原理计算），我们通过光变曲线拟合，“测量”了一些弱γ射线脉冲星的三个距离和一个转动惯量。我们不确定这三个距离有什么用，但转动惯量的测量对核物理一定有意义。虽然我们必须指出，我们用来计算光变曲线和效率的数值程序的质量是不够的（作者作为数值家和数据分析师的资格也是如此），在良好的手中，并在一个容易做到的扩展到非弱的光变曲线，该方法的产量应该是令人印象深刻的。
2013-10-20 astro-ph.HE
Plasma lensing near the eclipses of the Black Widow pulsar B1957+20
最近，几颗食毫秒双星被证明经历了来自其电离同伴外流的强透镜效应和明显的弱透镜效应。透镜可以是电离等离子体的强有力的探测器，最强的透镜可能分辨出电离等离子体的发射区域。在“实验室般”的条件下对食脉冲星的透镜效应的理解可以类似地应用于快速射电暴，其中许多存在于密集的磁化环境中。我们研究了可变色散测量（DM），吸收，散射，和流量密度在原来的黑寡妇脉冲星PSR B1957+20通过在阿雷西博天文台在327 MHz的日食。我们发现了两种透镜效应的明显证据，强透镜效应和弱透镜效应。我们表明，在明显弱透镜制度的通量密度变化可以直接从DM的变化，使用几何光学建模。入口处的平均有效速度$954\pm 99$ km/s和出口处的平均有效速度$604\pm 47$ km/s不能单独用轨道运动来解释，但与伴星物质的显著外流速度一致。我们还表明，几何光学可以预测何时何地的透镜制度之间的弱和强的变化发生，并认为，明显的弱透镜是由于平均许多图像。我们的框架可以应用于任何源与可变电子柱，测量它们的相对速度和距离。在其他食双星中，这提供了一个独特的机会来测量伴星的外流速度，预测弱透镜和强透镜的区域，并在原则上独立地限制轨道倾角。
2022-11-23 astro-ph.HE
Pulsar Emission Spectrum
计算了弱轴对称脉冲星的发射光谱。还计算了观察到的光谱、效率和观察到的效率。事实证明，电子和正电子的基本流动是非常复杂的。
2013-09-26 astro-ph.HE
Strong and weak pulsar radio emission due to thunderstorms and raindrops of particles in the magnetosphere
研究利用FAST观测脉冲星B2111+46消隐态的微弱矮脉冲，通过偏振测量揭示磁场结构不变，并以粒子雷暴和雨滴解释强弱射电辐射机制。
2023-08-18 astro-ph.HE
On Detecting Millisecond Pulsars at the Galactic Center
在银河系中心（GC）区域缺乏探测到的恒星是一个长期存在的谜团。我们认为，在中央秒差距周围的GC的高恒星密度可能会导致脉冲星人口占主导地位的毫秒双星（MSP），类似的情况下，在球状星团的环境。早期的GC脉冲星搜索在很大程度上对这样的MSP种群不敏感，这是缺乏脉冲星探测的原因。我们估计这样一个MSP人口的最佳搜索频率与目前和即将到来的宽带射电望远镜的两种可能的散射情况下，“弱散射”的情况下，建议最近检测到的磁星接近GC，和“强散射”的情况下，与散射屏幕位于GC附近。对于周期为1-20 ms的类星体，最佳搜索频率分别为$\approx 8$ GHz（弱散射）和$\approx 25$ GHz（强散射），假设GC类星体的光度分布与银河系其他部分相似。我们发现，10-30小时的集成与甚大阵列和绿岸望远镜将足以检测MSP在GC距离在弱散射的情况下。然而，如果强散射的情况确实适用于GC，则需要使用完整的平方公里阵列进行观测以检测推定的MSP群体。
2015-04-09 astro-ph.HE
Studying the $γ$-ray pulsar J1932+1916 and its pulsar wind nebula with Chandra
本文报道了$γ$射线射电宁静脉冲星J1932+1916的Chandra X射线观测结果。我们确认以前的检测脉冲星对应物和它的脉冲星风星云的X射线从低空间分辨率的数据朱雀和雨燕。钱德拉的数据具有更好的空间分辨率，可以分辨出脉冲星附近星云的精细结构，这可以解释为被冲压压力弯曲的喷流。该致密部分的尺寸约为30“，并且被延伸至$\approx$ 2.8”的弱非对称扩散发射包围。脉冲星、星云致密部分和伸展部分的X射线谱可用幂律模型描述，光子指数分别为0.44、2.34和2.14。实际的脉冲星的X射线通量比朱雀星和雨燕星的X射线通量弱几倍，后者被未解析的星云所控制。我们讨论了J1932+1916与附近超新星遗迹G54.4-0.3的可能关联。
2020-02-27 astro-ph.HE
Hunting for Orphaned Central Compact Objects among Radio Pulsars
中心致密天体（CCO）是在超新星遗迹（SNR）中心发现的少数年轻中子星。它们显示出高的热X射线亮度，但没有无线电发射。用X射线脉动测量三个CCO的自旋下降率表明，表面偶极场比典型的年轻恒星弱得多。为了调查CCO和已知的射电望远镜是否是处于不同演化阶段的物体，我们对银河系平面上所有弱场（<1 e11 G）孤立的射电望远镜进行了普查，以寻找类似CCO的X射线发射。12个候选者中没有一个在X射线能量下被探测到，光度极限为1 e32 - 1 e34 erg/s。我们考虑的情况下，CCO的弱表面场是由于超新星物质的快速吸积，并显示，作为掩埋场扩散回表面，CCO的后代预计将离开我们的候选人的P-Pdot参数空间在年轻的年龄的几倍10 kyr。因此，在这种情况下，候选人很可能只是老的普通商人。我们建议进一步寻找孤立的CCO，这是老化的CCO与父母的SNR消散，应包括更强的磁场的磁共振。
2015-07-20 astro-ph.HE
Detection of 49 Weak Dispersed Radio Pulses in a Parkes Observation of the X-ray Pulsar PSR J0537$-$6910
本文在Parkes对PSR J0537$-$6910的11.6小时观测中，利用HEIMDALL和FETCH探测到49个弱色散射电脉冲，并发现其DM分布与LMC脉冲星一致，但无法确认其是否源自该X射线脉冲星。
2024-06-07 astro-ph.HE
Jiamusi pulsar observations: IV. The core-weak pattern of PSR B0329+54
明亮的脉冲星PSR B 0329 +54多年来一直被认为有两种发射模式。对单个脉冲的灵敏观测表明，脉冲轮廓的中心分量（称为核心分量）在某些周期内偶尔会非常弱，然后又恢复。这是新发现的核心弱模式。利用佳木斯66米望远镜2250 MHz对PSR B 0329 +54的长期观测，发现单个脉冲的波形分量，包括核、峰和尾峰的波形分量，在核弱模前后都有一定的周期变化，在周期折叠脉冲训练序列的相位-时间图上形成有规律的图形。该模式具有类似的结构的核心弱模式的时间尺度为3至14个周期。它开始于核心分量的拖尾相位处的强度增亮，然后核心强度下降到非常低的水平，就好像核心分量在一两个周期内从正常辐射窗口漂移出来。然后，尾随分量的强度增强，然后，领先分量出现在一个先进的阶段。这种弱核模式持续了几个时期。最后，芯弱模式在芯分量的前导相位处以增强的强度结束，就好像芯逐渐回来并且最终像以前一样停留在轮廓中心的相位处。
2023-01-29 astro-ph.HE
Further Evidence for a Weak Neutron Star Magnetosphere in the Accreting Millisecond X-Ray Pulsar HETE J1900.1-2455
HETE J1900.1- 2455是一颗奇特的吸积毫秒X射线脉冲星（AMXP），它在爆发后22天内一直表现出间歇性的脉动。吸积系统中间歇脉冲的起源仍有待了解。为了更好地研究间歇性脉动现象，我们分析了7年的X射线数据收集与罗西X射线定时探测器，并专注于非周期性的变化。我们发现，功率谱分量遵循相同的频率相关的非脉动环礁源。我们还研究了已知的kHz QPO，我们表明，它达到了约900 Hz的频率，这是观察到的任何kHz QPO在AMXP的最高频率。我们还报告了一个新的kHz QPO在~500 Hz的发现。最后，我们进一步详细讨论了已知的脉冲相位漂移观察到这个源，到目前为止还没有解释。我们解释的行为的非周期性的变化，900 kHz QPO的高频率和脉冲漂移的存在作为三个独立的证据非常弱的中子星磁层在HETE J1900.1--2455。
2017-06-11 astro-ph.HE
Testing the Accretion-induced Field-decay and Spin-up Model for Recycled Pulsars
毫秒射电望远镜长期以来一直被认为是由双星系统中的自旋再循环过程形成的。在本文中，我们证明了吸积诱导场衰减和自旋上的再循环双星模型确实可以产生这样的毫秒双星与相对较弱的磁场$10^8-10^9$ G和短的几毫秒的自旋周期。我们的研究结果还表明，目前观测到的毫秒双星的最高自旋频率的值可能只是受到可供吸积的质量的限制。
2012-02-14 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
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。
2018-10-09 astro-ph.HE
Accretion And Propeller Torque In The Spin-down Phase Of Neutron Stars: The Case Of Transitional Millisecond Pulsar PSR J1023+0038
测量了三颗已确认的过渡毫秒星之一PSR J1023+0038在射电脉冲星（RMSP）和X射线脉冲星（LMXB）两种状态下的自旋下降率。LMXB状态下的自旋下降速率仅比RMSP状态下高出约27%（Jaodand et al. 2016）。Ertan（2017）最近获得的螺旋桨相的内盘半径r_in接近于共旋半径r_co，并且对质量流率不敏感，可以解释观测到的扭矩以及X射线光度Lx。X射线脉冲星和射电脉冲星状态分别对应于自旋下降（弱螺旋桨）和强螺旋桨情况下的吸积。圆盘质量流率增加几倍，使源从具有低Lx的强推进器到具有较高Lx的弱推进器，由恒星吸积提供动力。由此产生的r_in的减小略微增加了磁矩，解释了所观察到的自旋下降速率的小幅增加。我们已经发现，吸积材料所施加的自旋扭矩远小于在LMXB状态下磁盘所施加的磁自旋扭矩。
2018-05-25 astro-ph.HE
Curvature-drift instability fails to generate pulsar radio emission
曲率漂移不稳定性一直被认为是脉冲星射电辐射的一种可行机制。我们重新考虑了这一机制，找到了一个明确的解决方案，描述传播的短波电磁波在等离子体流沿弯曲的磁场线。我们发现，即使波可以被放大，放大因子仍然非常接近于1，因此这种机制是无法产生高亮度温度的发射从初始弱波动。
2010-08-29 astro-ph.HE
Constraints on Weak Supernova Kicks from Observed Pulsar Velocities
对球状星团中的双星和双星的观测表明，至少有一些双星在出生时受到了微弱的出生踢。如果所有的双星都受到强有力的出生撞击，超过\unit [50]{ \kms }，那些出生在球状星团的将主要逃逸，而宽双星将被破坏。另一方面，对孤立射电天体横向速度的观测表明，只有$5\pm2\%$的速度低于\unit [50]{ \kms }。我们探索这种明显的紧张局势与快速二进制人口合成模型。我们提出了一个模型，其中超新星具有典型的低出生踢（例如，电子捕获超新星）只有在祖先恒星通过与伴星的双星相互作用被剥离时才会发生。我们表明，该模型自然地再现了观测到的脉冲星速度分布，而不会减少预测的合并双中子星产额。我们估计，零年龄的电子捕获超新星的非相互作用的祖先的主序星质量范围不应该比${\approx}0.2 M_\odot$宽。
2021-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a 112 ms X-ray Pulsar in Puppis A: Further Evidence of Neutron Stars Weakly Magnetized at Birth
我们报告发现112毫秒的X射线脉动RX J 0822 -4300，紧凑的中心对象（CCO）在超新星遗迹船尾座A，在两个档案牛顿X射线多镜任务的观察，在2001年。正弦光变曲线具有11%的脉冲分数，突变180度。在1.2 keV时相位变化。观察到的相移和调制可能是不同温度的相对热热点发射的结果。相位分辨光谱显示在E（线）= 0.8千电子伏与较冷的区域相关的发射功能，可能是由于电子回旋共振效应类似的CCO脉冲星1 E 1207.4-5209的光谱中看到的。PSR J 0821 -4300的旋转周期在7个月内没有变化，周期导数的2 σ上限小于8.3E-15。这意味着下旋能量损失率小于2.3E35erg/s，表面磁偶极场强度B_s <9.8E11G，下旋年龄τ> 220 kyr。后者比SNR年龄长得多，表明PSR J 0821 -4300出生时在其当前时期附近旋转。它的性质与其他两个已知的CCO双星非常相似，证明了一类中子星的存在，它们出生时具有与缓慢的原始自旋相关的弱磁场。这些结果对于理解PSR J 0821 -4300的极端横向速度也有重要意义，有利于超新星爆炸的流体动力学不稳定机制。
2009-02-17 astro-ph.HE
High-altitude Magnetospheric Emissions from Two Pulsars
本文在 PSR J0304+1932 和 PSR J1518+4904 中发现三个微弱脉冲成分，通过流量与轮廓分析确认其与主脉冲同源，并测得辐射高度约为光速圆柱半径的一半，对现有脉冲星辐射模型构成挑战。
2023-07-04 astro-ph.HE
The radio signal of PSR B0950+08 is detected over the whole pulse phase
脉冲星是宇宙中的“灯塔”。当旋转脉冲星的射电束扫过望远镜时，探测到占空比约为10%的周期脉冲。本文分析了500米口径球面射电望远镜（FAST）对一颗邻近脉冲星PSR B0950+08的160分钟观测数据。由于FAST的极高灵敏度，我们发现PSR B0950+08的辐射可以在整个脉冲周期内被检测到。为了研究脉冲星“桥发射”的辐射特性，定义了一个函数$Θ$（n）来描述桥发射的弱辐射。结果表明，主脉冲和间脉冲的窄峰都可以在低空辐射，而其他弱辐射（如，虽然其辐射机制仍是一个有争议的问题。在该脉冲星的强发射阶段，测量的平均脉冲行为与前人的结果一致，脉冲间和主脉冲之间的频率无关分离以及窄脉冲宽度可能支持双极模型。为了了解这颗脉冲星的磁层几何结构，需要进一步利用FAST进行偏振校准观测，并适当确定基线发射，特别是在弱发射阶段。
2022-09-22 astro-ph.HE
Thin accretion discs around millisecond X-ray pulsars
与具有$10^{20}$\，T\，m $^3$磁矩的普通X射线谱仪相比，毫秒X射线谱仪具有弱的磁偶极矩$\sim 10^{16}$\，T\，m $^3$。由于这个原因，周围的吸积盘可以延伸到更靠近中子星的地方，从而达到更高的温度，在这个温度下，电子散射和辐射压力是强大的。我们计算这样一个几何薄的轴对称吸积盘的自相似结构与内部发电机。这样的模型对中子星产生的扭矩比没有发电机的模型要大得多，并且可以解释某些毫秒级X射线恒星中强烈的自旋变化。
2010-11-11 astro-ph.HE
Are there two types of pulsars?
为了研究耗散在脉冲星磁层中的重要性，我们决定将无力理论与阿斯特丽德电动力学结合起来。我们得到的解决方案，是理想的（非耗散）无处不在，除了在赤道电流片坡印廷通量从两个半球收敛，并消散到粒子加速和辐射。我们发现显着的耗散损失（高达约50%的脉冲星自旋下降光度），类似于在全球PIC模拟中发现的粒子只在恒星表面上提供。我们的结论是，可能确实存在两种类型的类星体，强耗散的粒子注入只从恒星表面，和理想的（弱耗散）的粒子注入外磁层，特别是在Y点。
2016-08-01 astro-ph.HE
Keck Spectroscopy of Millisecond Pulsar J2215+5135: a Moderate-M_NS, High-Inclination Binary
本文介绍了毫秒脉冲双星J2215+5135的凯克光谱测量结果。这些数据表明中子星的质量M_NS=1.6Mo，比以前估计的要小得多。脉冲星将伴星表面加热到T_D~ 9000 K，这种大的加热效率可能是由于双星内激波控制了X射线光变曲线。在最适合的倾角i= 88.8度时，脉冲星应该会被食。我们在脉冲伽马射线中发现了这种日食的微弱证据;改进的无线电星历允许使用多达5倍的费米-LAT伽马射线光子对这张照片进行最终测试。如果得到证实，伽马射线食提供了一个新的探测密集的伴星风和脉冲星磁层。
2015-06-13 astro-ph.HE
Constraining pulsar gap models with light-curve shapes of a simulated gamma-ray pulsar population
费米伽马射线太空望远镜已经发现了许多伽马射线天体，既有射电大声的天体，也有射电安静或射电微弱的天体，这些天体是通过盲期搜索确定的。后者可能具有源自磁层高海拔的伽马射线束，导致与无线电波束很少或没有重叠。高能辐射的指数截止也表明伽马射线起源于中海拔或高海拔地区。人口合成提供了手段来研究两个互补方面的伽玛射线脉冲星人口：能量和光变曲线形态。后者（峰多重性、位置、分离、不对称性等）可用于约束射束的几何形状（它们在开放磁层内的起源、辐射区域随脉冲星功率和年龄的演变.）。它也可以用来约束的加速器模型的框架内的脉冲星的准直性和方向。我们提出了新的模拟和光变曲线分析的初步结果表明，费米脉冲星的样本保留了大部分的几何信息的父伽马射线脉冲星人口。
2010-02-01 astro-ph.HE
Testing General Relativity's No-Hair Theorem with X-Ray Observations of Black Holes
尽管广义相对论在弱引力领域取得了成功，但它在强引力领域还有待验证。在本文中，我们提出了详细的射线跟踪模拟的结果，旨在澄清，如果合并的信息从X射线光谱，定时，恒星质量和超大质量黑洞的偏振观测可以用来测试GR的无毛定理。后者指出，静态天体物理学的黑洞描述的克尔族的度量与黑洞的质量和自旋是唯一的自由参数。我们使用四个“非克尔度量”，一些现象学的性质和其他动机的替代引力理论，并研究观测签名的偏离克尔度量。特别注意的情况下，当所有的指标设置为给相同的最内稳定圆轨道（ISCO）在准Boyer Lindquist坐标。我们给出了一个详细的讨论的相似性和差异的观测签名预测的黑洞的克尔度规和非克尔度规。我们强调，即使某些区域的参数空间几乎是简并的，即使当结合来自所有观测通道的信息时，非常快速旋转的黑洞的X射线观测可以用来排除替代度规的参数空间的大区域。虽然在参数空间的某些部分很难区分克尔度规和非克尔度规，但对像天鹅座X-1这样旋转非常快的黑洞的观测可以用来排除几个黑洞度规的大区域。
2016-01-09 astro-ph.HE
Testing Einstein's weak equivalence principle with a 0.4-nanosecond giant pulse of the Crab pulsar
爱因斯坦的弱等效原理（EEP）可以通过不同频率光子之间的到达时间延迟来检验。假设到达时间延迟是完全由银河系的引力势引起的，我们表明，一个“纳米射击”的巨型脉冲与能量之间的时间延迟校正所有已知的影响，例如$Δt<0.4~\rm{ns}$，从蟹状星云脉冲星提出了一个新的上限从EEP的偏差，即$Δγ< (0.6-1.8)\times 10^{-15}$。这一结果提供了迄今为止最严格的限制EEP，提高了至少2至3个数量级，从以前的结果的基础上快速射电暴。
2016-12-05 astro-ph.HE gr-qc
On the weak magnetic field of millisecond pulsars: Does it decay before accretion?
毫秒中子星是一种古老的快速旋转的中子星，被认为是从双星系统中的经典中子星演化而来的，其中快速旋转是由其伴星的物质和角动量的吸积引起的。在经典和毫秒磁星之间的这种转变期间，存在大约4个数量级的磁场减小，这还不太清楚。根据标准的设想，磁场由于吸积而减小，或者通过欧姆耗散，或者通过吸积物质的屏蔽。我们探讨了另一种假设，其中的磁场减少，通过双极扩散吸积之前。这在脉冲星已经冷却但尚未开始吸积的漫长时期特别有效。这使得最终的磁场取决于伴星的演化时间，因此它的初始质量。我们使用观测到的双星系统来约束基于当前脉冲星伴星的磁场衰减的时间：氦白矮星，碳氧白矮星，或另一颗中子星。基于一个简化的模型没有重子配对，我们表明，所提出的过程符合观测到的磁场强度在双星的一般分布，但不能解释一些温和的回收双星没有显着的衰变似乎已经发生。我们讨论了这些系统的其他形成通道的可能性和条件下，磁场演化将设置由中子星地壳，而不是核心。
2019-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing the Gravitational Weak Equivalence Principle in the Standard-Model Extension with Binary Pulsars
标准模型扩展提供了一个框架来系统地研究洛伦兹对称性可能的违反。关于重力，广泛研究了线性化的版本。在这里，我们铸造的第一组实验边界的非线性项的场方程从各向异性立方曲率耦合。这些项为自引力物体引入了依赖于物体的加速度，从而违反了引力弱等效原理（GWEP）。新的现象，在线性化的引力中是不存在的，仍然没有实验探索。我们用脉冲星计时的精确双星轨道测量来约束它们，其中中子星的高密度和大紧凑性对测试至关重要。这是第一个研究，寻求GWEP违反信号在一个完全各向异性的框架与洛伦兹破坏。
2019-03-28 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Equilibrium spin pulsars unite neutron star populations
许多双星都是由一个双星伴星形成的，它们可以从双星伴星中吸积物质。吸积物质施加的扭矩可以导致脉冲星自旋增加或减少，并且在很长一段时间内，达到平衡的自旋速率。吸积理论在这些系统中的应用提供了一个脉冲星磁场的探测器。我们比较了大量的最近的扭矩测量吸积脉冲星与高质量的同伴的标准模型的吸积如何影响脉冲星的自旋周期。我们发现许多长自旋周期（P> 100 s）的类星体必须具有极弱（B <10 ^10 G）或极强（B> 10 ^14 G）的磁场。我们认为，强场解是更令人信服的，在这种情况下，这些自旋平衡。我们的研究结果提供了一个基本的联系与最慢的自旋周期和强磁场周围的高质量的同伴和最快的自旋周期和弱场周围的低质量的同伴的恒星星之间的证据。强磁场还将我们的卫星与磁星和强场隔离无线电/X射线卫星连接起来。我们的磁场源的强磁场和年代表明它们的磁场穿透了中子星的超导核心。
2013-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral indices for radio emission of 228 pulsars
利用1.4GHz的Parkes脉冲星观测数据，测定了228颗脉冲星的光谱指数，其中200颗是新测定的光谱。这些指数分布在-4.84到-0.46之间。结合文献中已知的脉冲星光谱，我们试图找到脉冲星发射过程的线索。谱指数、自旋下降能量损失率$\dot{E}$和极隙电位降$ΔΨ$之间的弱相关性暗示了脉冲星磁层中的粒子加速过程与辐射特性有关。
2017-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining Electromagnetic Signals from Black Holes with Hair
本文约束了双黑洞合并中直接产生电磁辐射的“带毛”黑洞模型，通过引力波与伽马射线观测交叉比对设定了辐射质量比例$ε$的上限，并分析了不同能量机制下的信号特征与探测难度。
2023-09-05 astro-ph.HE hep-ph
Exploring the possible gluon condensation signature in gamma-ray emission from pulsars
由于强子流很弱，所以超高能γ射线辐射通常被认为是以轻子态为主。我们指出，非线性QCD演化方程预言的胶子凝聚可以大大增强质子-靶相互作用的截面，并在γ射线谱中产生特征性的破幂律.结果被用来探索胶子凝聚签名中所观察到的伽玛射线光谱从恒星。
2021-07-25 astro-ph.HE hep-ph
Improving Sensitivity to Weak Pulsations with Photon Probability Weighting
所有的伽马射线望远镜都有源混淆的问题，因为它们无法聚焦入射的高能辐射，而由此产生的背景污染会使微弱的伽马射线的周期性发射变得模糊。在费米大面积望远镜的背景下，我们概述了增强的统计测试脉动中，每个光子的权重由它的概率已经起源于候选脉冲星。使用仪器响应函数和全光谱模型计算概率，实现强大的背景抑制。用蒙特卡罗方法，我们证明了新的测试在广泛的条件下增加了50%以上的灵敏度。这一改进可能会明显地增加射电强伽马射线源样本的完整性。最后，我们推导出渐近零分布的H-测试，扩大其域的有效性，以任意复杂的光变曲线。
2011-09-05 astro-ph.HE astro-ph.IM stat.AP
Testing the No-Hair Theorem with Event Horizon Telescope Observations of Sagittarius A*
事件视界望远镜（EHT）是一种毫米波甚长基线干涉仪阵列，它的出现使得对少数超大质量黑洞的亚视界尺度结构的空间分辨研究成为可能。其中，银河系中心的超大质量黑洞人马座A*（Sgr A*）呈现出最大的角截面。到目前为止，这些研究集中在黑洞自旋的测量和低光度吸积模型的验证。然而，对EHT数据分析的一个关键输入是黑洞时空的结构，因此这些观测提供了新的机会来测试克尔度规对天体物理学黑洞的适用性。在这里，我们采用准克尔度规，呈现了Sgr A* 周围辐射低效吸积流（RIAF）的第一个模拟图像，该度规除了在广义相对论中充分表征黑洞的质量和自旋之外，还包含独立的四极矩。我们发现，这些图像可以显着不同的图像的RIAF周围的克尔黑洞具有相同的自旋，并证明了测试无毛定理的可行性，通过约束四极偏离克尔度量与现有的EHT数据。同样重要的是，我们发现，磁盘倾角和自旋方向角是强大的列入额外的参数，提供信心，在以前的估计假设克尔度量的基础上EHT的意见。然而，目前对克尔度规的潜在修改的限制仍然很弱。
2013-11-21 astro-ph.HE gr-qc
Test of Weak Equivalence Principle with the multi-band timing of the Crab Pulsar
弱等效原理（weak equivalent principle，WEP）可以通过参数化的后牛顿参数$γ$来检验，该参数表示单位静止质量产生的空间曲率。参数$γ$又通过比较源自遥远瞬变事件的光子的到达时间来约束，例如伽马射线爆发、快速无线电爆发以及巨脉冲星。这些测量通常对应于具有非常有限的能量带和信噪比（S/N）的单个突发事件。在这封信中，蟹状星云脉冲星的脉冲到达时间在不同的能量带之间的差异是由相应的脉冲轮廓之间的相位差得到的。这使我们能够分别比较无线电和光学，无线电和X射线，无线电和伽马射线之间最大能带差异的脉冲到达时间。由于脉冲轮廓是通过对数千个单独脉冲进行相位折叠而生成的，因此两个能带之间的时间差异实际上是从每个能带处的数千个事件中测量的，这对应于高得多的S/N。由这种广泛观察和良好建模的源设置的$γ$差异的上限如下：能量差为$E_{γ-ray}/E_{radio}\sim10^{13}$的$γ_{radio}-γ_{γ-ray}<3.28\times10^{-9}$，能量差为$E_{X-ray}/E_{radio}\sim10^{9}$的$γ_{radio}-γ_{X-ray}<4.01\times10^{-9}$，能量差为$E_{optical}/E_{radio}\sim10^{5}$的$γ_{radio}-γ_{optical}<2.63\times10^{-9}$，以…
2017-02-17 astro-ph.HE gr-qc
Wave dispersion in pulsar plasma: 3. Beam-driven instabilities
假设背景等离子体和束流都是相对论性的Jüttner分布，考虑了脉冲星等离子体中束流驱动的不稳定性。在背景的静止坐标系中，唯一能满足共振条件的波是在一个微小的略低于光速的相速度范围内。的增长率的动力学（或微波激射器）版本的弱光束不稳定性是远远小于已被估计为相对论流高斯分布，并讨论了其原因。反应型弱束不稳定性的增长率按常规方法处理。将所得结果与精确计算结果进行了比较，发现近似解与精确解并不一致。我们的结论是，合理的参数，有没有反应版本的不稳定性。脉冲星坐标系中的增长率比背景等离子体的静止坐标系中的增长率小一个因子$2γ_{\rm s}$，其中$γ_{\rm s} = 10^2 {\rm -} 10^3$是背景等离子体的体运动的洛伦兹因子，这进一步限制了有效波的增长。基于这些结果，我们认为，束驱动波的增长可能在脉冲星射电辐射中没有作用。
2019-06-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
Effective No-Hair Relations for Neutron Stars and Quark Stars: Relativistic Results
天体物理学上的无电荷黑洞已知满足无毛关系，通过这种关系，所有的多极矩都可以用它们的质量和自旋角动量来表示。本文研究了中子星和夸克星的多极矩之间可能存在的不依赖于状态方程的非毛状关系。我们计算这些恒星的多极矩到十六极的顺序，通过构造均匀旋转和未磁化的恒星的爱因斯坦方程的解决方案。对于慢旋转恒星，我们构造恒星的解决方案，四次阶自旋在慢旋转展开，而对于快速旋转的恒星，我们解决爱因斯坦方程数值与LORENE和RNS代码。我们发现从这些数值解中提取的多极矩是一致的。我们证实了电流偶极与质量四极之间存在着近似状态方程独立的关系，对于快速旋转的中子星和夸克星，电流偶极与质量四极之间不存在破缺。我们进一步发现电流八极矩和质量十六极矩与质量四极矩以近似状态方程无关的方式关系到$\sim 10%$，在十六极矩情况下恶化.我们所有的研究结果是在很好的协议与以前的工作，认为恒星的解决方案，在弱场膨胀的领导秩序。这里发现的自旋的四次曲线，缓慢旋转的解决方案，使我们能够估计系统误差的中子星的质量和半径的测量与未来的X射线观测，如NICER和LOFT。我们发现，这些四分之一的自旋项上的四极和十六极矩和恒星偏心率的影响可能会主导非常快速旋转的中子星的误差预算。这里发现的新的普遍关系应有助于减少这种系统误差。
2014-09-08 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
