Formation of phase lags at the cyclotron energies in the pulse profiles of magnetized, accreting neutron stars
背景：吸积驱动的X射线衍射仪显示出高度依赖能量和复杂的脉冲轮廓形态。可能出现与平均脉冲轮廓的显著偏差，特别是接近回旋加速器线能量。这些偏差可以被描述为能量相关的相位滞后，即，脉冲轮廓中的主要特征的能量相关的偏移。目的：使用数值研究，我们探讨可观察到的，能量分辨脉冲轮廓的回旋共振散射的效果。研究方法：我们产生了可观察到的发射作为自旋相位的函数，使用蒙特卡罗模拟回旋共振散射和一个数值射线跟踪例程占广义相对论光弯曲效应的吸积柱的本征发射。结果：我们发现强烈的变化，在脉冲轮廓一致的回旋加速器线能量。脉冲轮廓中的特征相对于平均脉冲轮廓随着观察几何形状而强烈变化，并且当假设非静态等离子体时，在能量上另外偏移和涂抹。结论：我们演示了如何相位滞后的回旋能量出现的结果的角度重新分配的X射线回旋共振散射在一个强磁场结合相对论效应的影响。我们还表明，相位滞后强烈依赖于吸积几何。这些内在效应原则上将允许我们限制系统的吸积几何。
2014-05-28 astro-ph.HE
Probability Distribution of Magnetic Field Strengths through the Cyclotron Lines in High-Mass X-ray Binaries
测量的回旋谱线变化的研究对于理解磁化中子星系统吸积过程的物理性质具有重要意义。本文研究了几个大质量X射线双星（HMXB）的磁场形成、演化和分布。我们把注意力集中在HMXB类的X射线谱中已经检测到的回旋线上。正如已经正确指出的那样，几个源显示出回旋线的变化，这可能是由于吸积动力学的影响，因此这将反映磁场特性。此外，吸积率变化的时间尺度和不同类型的伴星也可以用来区分磁化中子星。
2020-03-29 astro-ph.HE
Magnetized neutron star atmospheres: beyond cold plasma approximation
目前已发表的中子星（NS）大气模型都是在“冷等离子体近似”下计算的，这种近似忽略了辐射过程中的相对论效应，如回旋频率谐波的回旋辐射/吸收。在这里，我们提出了新的NS大气模型，其中包括这样的影响。我们计算了一组有效温度T_eff =1-3 MK和磁场B \sim 10^{10}-10 ^11} G的模型，这些模型对于超新星遗迹中所谓的中心致密天体（CCO）是典型的，对于这些中心致密天体，电子回旋能量E_{c,e}及其一次谐波在可观测的软X射线范围内。虽然相对论参数kT_eff /（m_e c^2）和E_{c,e} /（m_e c^2）对CCO来说很小，但相对论效应显著改变了回旋共振处的出射光谱E \approx sE_{c,e}（s=1，2，.）。虽然回旋吸收功能可以在冷等离子体中形成由于量子振荡的自由-自由不透明度，这些功能的形状和深度的变化，如果包括相对论效应。特别是，功能获得深多普勒核心，其中的出射强度的角分布是完全不同的冷等离子体近似。随着量化参数b_eff = E_{c,e} /kT_eff和谐波数s的增加，多普勒核心对特征等效宽度的相对贡献增大。特征的总等效宽度可以达到\sim 150-250 eV;它们随着b_eff的增长而增加，并且对于高次谐波较小。
2012-01-27 astro-ph.HE
Unstable electromagnetic modes in strongly magnetized plasmas
确定了强磁化等离子体中可能不稳定的电磁模。该制度的不稳定性可能会脱颖而出相比，非相干电子回旋辐射进行了探讨。这些模式与惯性约束聚变和伽马射线暴有关。
2012-11-03 astro-ph.HE physics.optics physics.plasm-ph
Models of magnetized neutron star atmospheres
我们提出了一个新的计算机程序，用于在宽的磁场（10^{12} - 10^{15} G）和有效温度（3 \times 10^5 - 10^7 K）范围内模拟磁化中子星大气。假设大气层是由完全电离的电子-离子等离子体或部分电离的氢组成。考虑了真空谐振和部分模式转换。磁场相对于恒星表面的任何倾斜都是允许的。我们利用强磁场中完全或部分电离等离子体的现代不透明度，求解等离子体中正常电磁模式的耦合辐射转移方程。利用这个程序，我们研究了用不同的大气模型解释孤立中子星的软X射线谱的可能性。特别是，使用“三明治”模型（薄大气层与氢层以上的氦层）的出射光谱构造。薄的部分电离氢真空极化的气氛被证明是能够提高我们的理解附近的孤立的中子星RBS 1223（RX J1308.8+2127）的观测光谱。
2009-09-16 astro-ph.HE
Atmosphere of strongly magnetized neutron stars heated by particle bombardment
强磁化的中子星（如磁星）的磁层可以维持大的电流。带电粒子返回表面时具有大的洛伦兹因子，产生粒子轰击。本文研究了强磁化中子星在粒子轰击加热条件下的辐射输运。在爱丁顿近似下，考虑了强磁场引起的极化效应，求解了灰色大气的辐射转移方程。该解决方案显示了热外层和低（均匀）温度大气内部的形成。这表明出射光谱可以由单个黑体描述，可能形成光学/红外过量（低于约1 eV）。我们还发现，偏振强烈依赖于粒子轰击的亮度和穿透长度。因此，从活跃的来源，如瞬态磁星，其中的光度减少了几个数量级的热辐射，可能会显示出显着变化的偏振模式在爆发下降。我们的研究结果可能是相关的，在未来的X射线偏振任务，如IXPE和eXTP。
2018-11-20 astro-ph.HE
Collective Thomson scattering in magnetized electron and positron pair plasma and the application to induced Compton scattering
本文研究了磁化电子-正电子对等离子体中X模式波的集体汤姆逊散射，发现其截面与非集体散射相当且受回旋频率平方抑制，并据此估算了诱导康普顿散射，探讨了对脉冲星和快速射电暴的启示。
2024-02-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
SGRs and AXPs as massive fast rotating highly magnetized white dwarfs: the case of SGR 0418+5729
我们描述了一个所谓的低磁场磁星SGR 0418+5729，作为一个大质量的快速旋转的高磁化白矮星以下Malheiro等。等人，2012年。我们给出了这些源的质量，半径，转动惯量和磁场的界限，通过要求现实的广义相对论均匀旋转配置的稳定性。基于这些参数，我们改进了SGR 0418+5729自旋下降速率下限的理论预测。此外，我们还计算了与预测的表面磁场相对应的电子回旋频率。
2015-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cyclotron line formation in the radiative shock of an accreting magnetized neutron star
针对磁化中子星回旋共振散射特征（CRSF）形成位置不明的问题，开发蒙特卡罗代码模拟辐射激波处的辐射转移，发现一阶费米加速可产生CRSF，且多普勒效应会使CRSF质心偏移，为准确测定磁场强度提供依据。
2024-02-12 astro-ph.HE
Is there a highly magnetized neutron star in GX 301-2?
本文介绍了对长周期X射线脉冲星GX 301-2的深入研究结果。利用INTEGRAL，RXTE ASM和CGRO BATSE的存档数据，我们研究了源的光谱和定时特性。将我们的计时结果与先前发表的工作进行比较，发现轨道周期的长期衰减率为\simeq -3.25 \times 10^{-5} d yr^{-1}，比其他已知系统快一个数量级。我们认为，这可能是拱线运动或引力耦合的光学伴星与中子星丢失的物质的结果，虽然目前的观测不允许我们区分这些可能性。我们还提出了一个模型来解释观察到的长脉冲周期。我们发现，一个非常强的磁场B \sim 10^{14} G可以解释观察到的脉冲周期的框架内现有的模型影响的中子星的扭矩。我们表明，与磁场强度B_{CRSF} \sim 4 \times 10^{12} G从观察到的回旋线位置的明显矛盾可能会得到解决，如果线形成区驻留在高度\sim 2.5 - 3 R_{NS}的高吸积柱。从光谱测量的色温表明，这样的列可能确实存在，我们的估计表明，它的高度足以解释所观察到的回旋加速器线的位置。
2010-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Buoyancy Instabilities in Degenerate, Collisional, Magnetized Plasmas
在低碰撞等离子体中，由于磁场的各向异性热传导导致任何非零温度梯度的浮力不稳定性。我们研究了简并{ \it碰撞}等离子体中类似的不稳定性，即，当电子碰撞频率比电子回旋频率大时。虽然热传导在这个极限下几乎是各向同性的，但是小的残余各向异性确保了碰撞简并等离子体也是对流不稳定的，与温度梯度的符号无关。我们发现，不稳定的波长范围是独立的磁场强度，而生长时间随磁场强度降低而增加。我们讨论了这些碰撞浮力不稳定性在白矮星和中子星中的应用。简并等离子体的磁张力和低比热极大地限制了它们的有效性;最有希望的生长场所是年轻的弱磁化中子星（$B \lesssim 10^9$ G）的液体海洋和年轻的高磁场白矮星（$B \sim 10^9$ G）的核心。
2009-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Opacities and spectra of hydrogen atmospheres of moderately magnetized neutron stars
有观测证据表明，超新星遗迹中的中心致密天体（CCO）具有中等强度的磁场$B\sim10^{11}$ G。同时，现有的强磁场中子星部分电离氢大气模型仅限于$B\gtrsim10^{12}$ G.我们扩展状态方程和辐射不透明度，在以前的论文中提出的$10^{12}\mbox{ G}\lesssim B \lesssim 10^{15}$ G，较弱的领域。本文给出了部分离化氢等离子体在磁场$B$、温度$T$和密度$ρ$下的状态方程和辐射不透明度，这些都是CCO和其它中等强磁场的孤立中子星大气的典型情况。一阶和二阶热力学函数，单色辐射不透明度，Rosseland平均不透明度计算和制表，考虑到部分电离，为$3\times10^{10}\mbox{ G}\lesssim B\lesssim 10^{12}$ G，$10^5$ K $\lesssim T\lesssim 10^7$ K，和广泛的密度。计算大气模型和光谱，以验证结果的适用性，并确定磁场和有效温度的范围内的氢等离子体的不完全电离是重要的。
2014-09-26 astro-ph.HE
Effect of magnetized phonons on electrical and thermal conductivity of neutron star crust
研究了强磁化结晶中子星壳中简并电子发射和吸收声子的电导率和热导率。我们考虑了强磁场对库仑固体离子声子谱的影响。用广义变分法求解玻尔兹曼输运方程。随后的三维积分的转移动量进行评估，由两种不同的数值技术，蒙特卡罗方法和一个经常性的积分超过第一布里渊区。两种数值方法的结果显示出良好的一致性。在量子和中间温度$T \lesssim 0.1 T_{\rm p}$（$T_{\rm p}$是离子等离子体温度）下，在宽范围的化学成分和物质质量密度下，甚至对于中等磁化的晶体$ω_{\rm B} \sim ω_{\rm p}$（$ω_{\rm B}$和$ω_{\rm p}$是离子回旋和等离子体频率），电和热的可感知的增长。这种效应是由于在磁化离子库仑晶体中出现了软（$ω\propto k^2$）声子模式，这比无场情况下的声学声子特性更容易激发。这些结果对模拟中子星的磁热演化具有重要意义。
2016-02-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
NuSTAR rules out a cyclotron line in the accreting magnetar candidate 4U2206+54
基于我们新的NuSTAR X射线望远镜数据，我们排除了高质量X射线双星4U 2206 +54光谱中高达60 keV的任何回旋线。特别是，我们没有找到任何证据，以前声称的线约30千电子伏，独立的源通量，沿自旋脉冲。自上次观测以来，自旋周期显著增加，达到$5750\pm10$ s，证实了快速自旋下降速率$\dot ν=-1.8\times 10^{-14}$ ~Hz s $^{-1}$。这种现象可以用一颗强磁化中子星（$B_{\rm s}>$是$10^{13}$ G的几倍）的存在来解释，该中子星是从它的主序O9.5伴星的慢风中吸积而来的。
2018-06-19 astro-ph.HE
Radiation intensity and polarization in atmosphere with chaotic magnetic field
我们考虑了混沌磁场中法拉第旋转对多重散射辐射强度和线偏振的影响。所有的波动被假定为高斯型和各向同性。磁场值小于$10^5$高斯。在这种情况下，参数$ ω_B/ω=(eB/m_ec)/ω\simeq 0.93\cdot 10^{-8}λ$（$μ$ m）$B($ G $)$很小，辐射散射是自由电子上的通常散射。只有法拉第旋转影响辐射的强度和偏振。本文考虑了无平均磁场的电子磁化大气中的Milne问题。我们发现混沌磁场并不增加H-函数的个数，描述了Milne问题。在非磁化的情况下，有四个H-函数，就像在米尔恩问题中一样。计算结果表明，出射辐射的偏振度随磁涨落水平的增加而强烈减弱。计算结果可用于吸积盘倾角$i$和磁涨落水平的估计。
2019-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative properties of highly magnetized isolated neutron star surfaces and approximate treatment of absorption features in their spectra
在大多数X射线暗隔离中子星（XDINS）的X射线谱中，观测到等效宽度（EW）为50 - 200 eV的吸收特征。我们从理论上研究了不同的模型来解释吸收特性，并将它们的性质与观测结果进行了比较。我们考虑磁化中子星表面的各种理论模型：裸露的凝聚铁表面和部分电离氢模型大气，包括半无限和薄的大气层以上的凝聚表面。描述了所有模型的吸收特征（特别是等效宽度）和出射辐射的角分布的性质。开发了一个计算磁化中子星光变曲线和积分出射谱的程序。我们假设一个偶极表面磁场分布与一个可能的环形分量和相应的温度分布。也可以采用在磁极处具有两个均匀热点的模型。利用不同的表面温度分布和不同的局部表面模型计算了具有XDINS典型参数的高磁化中子星的光变曲线和光谱。磁化模型大气的光谱近似为具有一条或两条带参数的高斯线的稀释黑体光谱，这使我们能够描述模型的吸收特征。为了解释XDINS的软X射线谱中的突出吸收特征，可以调用凝聚表面上方的薄大气，而XDINS表面上的强环形磁场分量可以被排除。
2010-06-16 astro-ph.HE
X-ray emission from magnetized neutron star atmospheres at low mass accretion rates. I. Phase-averaged spectrum
最近在低光度下对X射线天体的观测首次将高磁化中子星大气在低质量吸积率下的发射理论模型（$\dot{M} \lesssim 10^{15}$ g s $^{-1}$）与宽带X射线数据进行了比较。本文的目的是研究中子星大气中低$\dot{M}$的光谱形成，并对发射区的物理性质进行参数研究。我们得到的静态大气的结构，假设库仑碰撞是占主导地位的减速过程。大气的上部被制动等离子体强烈加热，达到30-40 keV的温度，而其密度更大的等温内部则要冷得多（~2 keV）。我们数值求解了磁康普顿散射、自由-自由过程和电子碰撞激发引起的非热回旋辐射的大气中的偏振辐射转移。在低光度X射线谱仪中观察到的强偏振发射光谱具有双峰形状。低能量的“热”成分主要是非常光子，由于它们在软能量下的平均自由程很长，它们可以从更深的层离开大气。我们发现，即使在没有碰撞激发的情况下，在加热的非等温部分的大气中，由于共振康普顿化，也会形成一个高能量的成分。然而，后者影响两种组分的比例。强回旋加速线起源于光学薄的最上部区域。模型与GX 304-1的NuSTAR和Swift/XRT观测的拟合提供了具有合理参数的数据的准确描述。因此，该模型可以再现在低光度X射线谱仪中观察到的特征双峰谱，并提供了对谱形成的见解。
2021-04-14 astro-ph.HE
Study of magnetized accretion flow with variable $Γ$ equation of state
本文给出了磁化吸积流到具有硬表面的致密物体（如中子星）上的解。假设中心恒星的磁场是偶极的，磁轴与恒星的自转轴成一直线。我们已经使用的状态方程的吸积流体中的绝热指数是依赖于温度和成分的流动。我们还包括了冷却过程，如在吸积流中的轫致辐射和回旋过程。我们找到了所有可能的吸积解。所有的吸积解决方案终止于一个冲击非常接近恒星表面和这个主冲击的高度不变化很大的自旋周期或伯努利参数的流量，虽然冲击的强度可能会随周期而变化。对于中等旋转的中心恒星，在气流中可能会形成多个音速点，因此，远离恒星表面的第二次激波也可能形成。然而，在地表附近，第二次冲击比第一次冲击弱得多。我们发现，如果旋转周期是低于一定的值$(\pmin)$，那么多个临界点或多个冲击是不可能的和$\pmin$取决于流的组成。我们还发现，冷却效应占主导地位的冲击后，回旋和韧致辐射冷却过程应考虑到获得一致的吸积解。
2018-02-15 astro-ph.HE
Variable opacity and accretion-column regimes of magnetized neutron stars
Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文研究磁化中子星吸积柱的不同状态，提出确定临界吸积率的方法，并发现有效冷却与对流解共存区域，其振荡可能与观测到的准周期振荡相关。
2026-09-24 astro-ph.HE
Auroral Kilometric Radiation -- the Electron Cyclotron Maser Paradigm
极光千米辐射（AKR）是来自行星磁层的强射电辐射的范例。它的观测结果接近电子陀螺频率和/或其低次谐波，表明源等离子体的非热状态。当等离子体进入高能激发状态时产生发射，这导致电子分布函数的变形。在某些条件下，这导致"准相干"发射。我们认为，弱相对论性电子回旋脉塞不稳定性是产生这种辐射的原因。由于大力无线电辐射通常不是{主要}的重要性，在大尺度磁层现象，AKR等，为大尺度磁层物理学的目的，成为被认为是一个边缘问题。在这里，这一概念受到质疑。AKR虽然主要在磁层扰动时期应用于极光区，但只携带总亚暴能量的一小部分。然而，它在极光电离层上层物理学和空间天气研究中具有诊断能力。作为非热等离子体中辐射产生的基本物理问题，它仍然没有得到解决。即使只研究电子回旋脉塞，许多问题仍然悬而未决。在磁层中，通过观测和理论都可以很好地研究这些现象，因为磁层是空间中唯一可以连续进入的地方。最重要的是在这里没有暗示他们应该如何被攻击。它的价值在于它在应用于其他磁化行星、太阳系外行星和强磁化天体时所应发挥的作用，它是一种重要的工具，可以诊断在热、冲击或同步辐射之外的射频范围内产生辐射的物质状态。
2023-02-05 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermodynamic Functions of Magnetized Coulomb Crystals
在磁场$B$和温度$T$范围内，通过数值积分计算了磁化体心立方库仑晶体三个声子谱分支的自由能、内能和比热，得到了$0 \le ω_{\rm B}/ω_{\rm p}\le 10^3$和$10^{-4} \le T/T_{\rm p} \le 10^4$ .在这种情况下，$ω_{\rm B}$是离子回旋频率，$ω_{\rm p}$和$T_{\rm p}$分别是离子等离子体频率和等离子体温度。数值计算的结果近似的简单的解析公式。为了说明，这些公式被用来分析在一个强磁场的中子星地壳的热容量的行为。在模拟磁星和强磁场中子星的各种观测现象时，需要磁化中子星壳的热力学函数。
2013-07-09 astro-ph.HE
Absorption Features in Spectra of Magnetized Neutron Stars
某些磁化孤立中子星（NS）的X射线谱显示出等效宽度（EW）为50 - 200 eV的吸收特征，其性质尚未完全了解。为了解释强磁化（B ~ 10^{14} G）X射线暗隔离NS（XDINSs）软X射线谱中的显著吸收特征，我们从理论上研究了不同的NS局域表面模型，包括裸露的凝聚铁表面和部分电离的氢模型大气，在凝聚表面上方有半无限薄的大气.我们还开发了一个程序，用于计算NS表面上不同温度和磁场分布的磁化中子星的光变曲线和积分出射谱。我们比较了XDINS RBS 1223的计算和观测的光变曲线和积分光谱的一般性质，并得出结论，观测结果可以用凝聚铁表面上方的薄氢气氛来解释，而XDINS表面上不太可能存在强的环形磁场分量。我们认为，在软X射线光谱的中心紧凑型天体（CCO）1 E 1207.4-5209（以下简称1 E 1207）的谐波间隔吸收功能对应于峰值的能量依赖性的自由-自由不透明度的量子化磁场，称为量子振荡。为了探索这些量子振荡的可观测性质，我们计算了B ~ 10^{10} - 10^{11} G（即，电子回旋能量E_{c,e} ~ 0.1 - 1 keV）和T_eff = 1 - 3 MK。这种情况被认为是1 E 1207的典型情况。我们表明，可观察到的功能，在电子回旋谐波与电子战\approx 100 - 200 eV的，可以出现由于这些量子振荡。
2010-10-01 astro-ph.HE
The critical accretion luminosity for magnetized neutron stars
X射线恒星周围的吸积流在强磁场的作用下，被集中到靠近中子星（NS）磁极的相对较小的区域，即热点。在一些X射线天体经常观测到的强烈爆发期间，X射线光度可以如此之高，以至于出现的辐射能够通过辐射主导的激波阻止表面上方的吸积物质，吸积柱开始上升。这个边界光度通常被称为“临界光度”。本文利用强磁场中的康普顿散射截面计算了临界亮度随NS磁场强度$B$的变化。首次考虑了共振散射和光子偏振的影响。我们证明了临界光度不是B场的单调函数。当回旋能量约为10 keV且来自热点的大量光子具有接近回旋共振的能量时，它达到几个10^{36} erg/s^{-1}的最小值。对于小B，这个光度大约是10^{37} erg s^{-1}，几乎与参数无关。当B场超过10^{12} G时，它会增长，因为在回旋能量以下的有效相互作用截面会下降。我们研究了不同类型的吸积流和吸积通道的几何形状对结果的影响，并证明了B场临界光度的一般行为是非常稳健的。所获得的结果被证明是在一个很好的协议与现有的观测数据，并提供了一个必要的理由，即将到来的高质量的数据从目前运行和计划的X射线望远镜的解释。
2014-12-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Vacuum polarization and cyclotron resonance effects on radiative transfer and plasma deceleration in subcritical X-ray pulsars
Ioffe Institute（伊俄费研究所）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（穆拉德空间科学实验室，伦敦大学学院）；Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（天体物理学，物理系，牛津大学）
通过自洽辐射流体动力学模拟，研究强磁场中吸积通道的极化辐射传输，发现真空极化主导等离子体双折射，增强回旋谱特征和辐射减速，且回旋特征能量与吸积光度正相关。
2026-08-11 astro-ph.HE
Fitting XMM-Newton Observations of the AXP 1RXS J170849.0-400910 with four magnetar surface emission models, and predictions for X-ray polarization observations with IXPE
相位分辨光谱和分光偏振X射线观测磁星给我们提供了机会来测试这些物体的X射线发射源模型，并限制中子星表面和大气的性质。我们提出了一个新的X射线拟合模型的磁星，占四个不同的发射模型，包括黑体发射模型，磁化大气模型，固定离子和自由离子表面发射模型。我们使用新的模型相解决适合档案XMM牛顿观测磁星1 RXS J170849.0-400910。我们发现，固定离子凝聚表面模型给出的相位分辨XMM牛顿光谱的最佳描述，其次是黑体和自由离子凝聚表面模型。磁化大气模型对数据的描述很差，似乎在很大程度上被排除在外。我们使用新的拟合模型来评估1 RXS J170849.0-400910的未来分光偏振观测的科学潜力，该分光偏振观测计划于2021年12月发射的成像X射线偏振探测器（IXPE）。我们的模拟表明，对1 RXS J170849.0-400910等源的IXPE观测将使我们能够清楚地区分高偏振（黑体，磁化大气）和低偏振（凝聚表面）模型。如果更高的偏振黑体或磁化大气模型适用，IXPE可以很容易地证明QED效应的基础上，200千秒的观测研究在这里。在较低偏振的凝聚表面模型的情况下，需要更长的IXPE观测时间才能进行清晰的探测。
2021-11-16 astro-ph.HE
Radiative properties of magnetic neutron stars with metallic surfaces and thin atmospheres
本工作的目标是发展一个简单的解析描述的发射特性（光谱和偏振）的凝聚，强磁化表面的中子星。我们改进了van Adelsberg等人（2005）（arXiv：astro-ph/0406001）计算凝聚磁化表面光谱性质的方法。用改进的方法计算了磁场强度为B \sim（10^{12} - 10^{14}）G，磁场线和辐射束相对于铁表面和彼此倾斜不同的铁表面的反射率。我们构造解析表达式作为光子能量，磁场强度，和三个角度，确定局部问题的几何形状的函数，这个表面的发射率。利用这些表达式，我们计算了具有被薄的部分电离氢大气覆盖的凝聚铁表面的中子星的X射线谱。我们开发简单的解析描述的强度和偏振辐射发射或反射的凝聚铁表面的中子星与孤立的中子星典型的强磁场。这种描述提供了薄大气层底部的边界条件，比以前使用的近似值更准确。用这种改进方法计算的光谱显示出与简化模型不同的吸收特征。在本文中开发的方法产生的结果，可以促进孤立的，强磁化的，热发射中子星的X射线光谱的建模和解释。
2016-02-15 astro-ph.HE
Spectrum formation in X-ray pulsars at very low mass accretion rate: Monte-Carlo approach
最近发现，X射线星体向低光度态（$L\lesssim10^{35}\,{\rm erg\,s^{-1}}$）的跃迁伴随着剧烈的光谱变化。这一特征可以定性地解释为电子碰撞激发到朗道上能级并被电子气进一步压缩，从而导致中子星大气中回旋光子的发射.预计后者将在大气层的薄顶层过热。在本文中，我们进行蒙特卡罗模拟的辐射转移在大气中的吸积中子星，而占的热分布的电子的偏振X射线光子的共振散射。在软X射线（$\lesssim 10\,{\rm keV}$）和回旋散射特征附近的光谱形状是强烈的偏振依赖性。数值模拟的结果与X射线脉冲星A0535 +262在低光度状态下的观测数据进行了检验。我们表明，脉冲星的光谱形状可以再现所提出的理论模型。讨论了这一发现在吸积中子星观测研究中的应用。
2021-03-17 astro-ph.HE
A candidate proton cyclotron feature in the ultraluminous X-ray source NGC 4656 ULX-1
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理科学学院）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT La Plata, CONICET（阿根廷射电天文学研究所）；CICPBA（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；UNLP)（空间科学研究所）；INAF, Osservatorio Astronomico di Cagliari（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)
研究发现NGC 4656 ULX-1中存在可能的质子回旋共振散射特征，推断其局部磁场强度约为6-7×10¹⁴高斯。
2026-03-12 astro-ph.HE
Induced Compton scattering in magnetized electron and positron pair plasma
本文首次在磁化对等离子体中解析推导了低于回旋频率的诱导康普顿散射增长率，识别出三种密度涨落模式，并揭示回旋半径效应和德拜屏蔽对散射的抑制作用，从而解释了快速射电暴X模式波的100%偏振逃逸现象。
2025-03-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Cyclotron line evolution revealed with pulse-to-pulse analysis in the 2020 outburst of 1A 0535+262
本文通过脉冲到脉冲分析，在2020年1A 0535+262爆发中揭示了回旋吸收线能量与X射线光度在宽范围内的复杂相关性，包括正负相关、平台及低光度下的打破，为理解磁化中子星吸积机制提供了完整视图。
2024-03-19 astro-ph.HE
Circular polarization of fast radio bursts by asymmetric erosion in longitudinally magnetized plasma
Institute for Fusion Theory and Simulation, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院聚变理论与模拟研究所）
研究通过粒子-细胞模拟揭示了磁星磁层中等离子体不对称侵蚀如何产生快速射电暴的圆偏振。
2025-07-12 astro-ph.HE
The Symbiotic X-ray binaries Sct X-1, 4U 1700+24 and IGR J17329-2731
共生X射线双星是一个系统的主机中子星吸积形成的风晚型伴星。这些都是罕见的物体，到目前为止，只有少数几个是已知的。共生X射线双星最令人困惑的一个方面是它们可能包含强磁化的中子星。与它们的同伴相比，它们在进化上要年轻得多，因此可能是通过（但鲜为人知的）吸积引起的白矮星坍缩形成的。在本文中，我们进行了宽带X射线和软$γ$射线光谱的两个已知的共生双星，Sct X-1和4U 1700+24，寻找回旋散射功能，可以确认存在强磁化NS的存在。我们利用了可用的Chandra、Swift和NuSTAR数据。我们没有发现任何证据的回旋共振散射功能（CRSF）的情况下，Sct X-1，但在4U 1700+24的情况下，我们建议存在一个可能的CRSF在$\sim$ 16 keV和它的第一谐波在$\sim$ 31 keV，虽然我们不能排除替代的光谱模型的宽带拟合。如果未来的观测证实，4U 1700+24可能是第二个与高磁化吸积体共生的X射线双星。我们还报告了我们对最后发现的共生X射线二进制IGR J17329-2731进行的Swift/XRT的长期监测。监测显示，正如预测的那样，该天体在2017年成为一个持续和可变的来源，显示出持续数日的X射线耀斑和在cluerous风吸积背景下解释的有趣的遮蔽事件。
2022-03-30 astro-ph.HE
Quantum nature of cyclotron harmonics in thermal spectra of neutron stars
一些孤立的中子星在热软X射线谱中表现出谐波间隔吸收特征。有人建议将这些特征解释为回旋加速器线及其谐波，但通常将谐波解释为相对论效应引起的解释失败，因为在这种情况下相对论修正非常小。我们认为，这些特征对应于量子化磁场中自由-自由不透明度的能量依赖性的峰值，称为量子振荡。峰值出现时，新的朗道能级的过渡变得允许与增加的光子能量，他们强烈增强的平方根奇异性的情况下，当自由（非量子化）运动是有效的一维的量子态的相空间密度。为了探索这些量子振荡的可观测性质，我们计算了氢中子星大气的模型，B \sim 10^{10} - 10^{11} G（即，电子回旋能量E_{c,e} = 0.1 - 1 keV）和T_{eff} = 1 - 3 MK。这种情况被认为是超新星遗迹中所谓的中心致密天体的典型情况，例如PKS 1209-51/52中的1 E 1207.4-5209。我们表明，在电子回旋谐波形式的可观察到的功能在适度大的值的量子化参数，b_{eff} = E_{c,e} / kT_{eff} = 0.5 - 20。特征的等效宽度可以达到100 - 200 eV;它们随着b_{eff}的增加而生长，并且对于高次谐波较低。
2010-04-14 astro-ph.HE
Statistical features of multiple Compton scattering in a strong magnetic field
康普顿散射是强磁化中子星吸积过程中形成谱和吸积流动力学的关键过程。强磁场影响散射截面，使其依赖于光子能量、动量和偏振态。利用蒙特卡罗模拟研究了强磁场中极化X射线康普顿散射的统计特性。我们的分析集中在光子气体的行为以及散射区域内。我们考虑到在基本回旋频率的共振散射，在地面朗道水平的电子的热分布，和体积速度的电子气。结果表明：（1）静止电子气在回旋能量附近散射的光子，在很小的色散量下，最终获得的能量接近回旋能量，（2）在回旋共振的多普勒核内光子的再分布与完全再分布有很大的不同;（iii）从光子到电子气的动量转移的效率受电子气的温度影响，对于处于回旋能量和低于回旋能量的光子都是如此;（iv）在磁散射的情况下，从光子到非零体速度的电子气的动量转移更有效。
2022-05-26 astro-ph.HE hep-ph
Linear Instabilities Driven by Differential Rotation in Very Weakly Magnetized Plasmas
我们研究了弱磁化差分旋转等离子体在无碰撞动力学理论和Braginskii的碰撞，磁化等离子体理论的线性稳定性。我们专注于非常弱的磁化极限，这对于理解天体物理磁场如何产生和在高红移下被放大是很重要的。我们表明，流体理论的单一不稳定性-磁张力介导的磁旋转不稳定性-被两个不同的不稳定性，一个与离子和一个与电子。每一种都有不同的方式来利用差动旋转的自由能。离子不稳定性是由有限离子回旋频率（回旋粘度）引起的跨磁场线的动量粘性传输驱动的;增长最快的模式的波长明显长于MHD和Hall MHD预测。电子不稳定性是由微分旋转产生的温度各向异性驱动的哨声模式;生长时间可以比旋转周期短几个数量级。电子不稳定性是更广泛的一类不稳定性的一个例子，这些不稳定性通过它们产生的温度各向异性进入微分旋转或剪切的自由能。我们简要地讨论了我们的结果的应用，平面剪切流的稳定性，并表明，这种流动是线性超稳定的流体陀螺粘度的存在。我们还简要地描述了我们的结果的影响磁场放大的高红移星系的维里化晕。
2014-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Magnetized Accretion onto Neutron Stars: from Photon-trapped to Neutrino-cooled Flows
本文通过三维广义相对论磁流体动力学模拟，首次将中子星周围的延伸吸积盘与自洽流体静力学大气相连，研究了从光子捕获流到中微子冷却流的转变，并建立了一维解析模型，对超临界吸积中子星的自旋和质量演化具有启示意义。
2025-05-03 astro-ph.HE gr-qc
