Non-magnetic Pulsar Emission Mechanism
一般认为，脉冲星的磁场将其大部分旋转能量损失转化为辐射。在本文中，我们提出了另一种发射机制，其中既不涉及脉冲星的旋转能量，也不涉及其磁场。这里提出的发射机制是基于这样的假设，即脉冲星物质只有在相对于周围介质以超过某个阈值的速度运动时才是稳定的。速度降低到这个阈值以下会导致物质衰变并发射电磁辐射。结果表明，在简单的驱动条件下，脉冲星表面形成了脉冲星粒子速度下降到任意小值的衰减区。它还表明，对于大多数的观测器已测量的横向速度，这样的条件是很可能的。因此，脉冲星辐射带走的不是脉冲星的转动能量，而是它的质量，而转动能量的大小不起任何作用。在文章的最后，我们讨论了脉冲星可能发生短周期进动的原因。
2021-02-24 astro-ph.HE
Modes in Transitional Millisecond Pulsars: Evidence of Pulsar Wind-Induced Disk Heating from GRMHD and Radiative Transfer
Norwegian University of Science and Technology（挪威科技大学）；University of Valladolid UVA（巴利亚多利德大学）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）；Northwestern University（西北大学）；University of Toronto（多伦多大学）
研究过渡毫秒脉冲星X射线发射源，通过广义相对论磁流体动力学模拟及辐射转移代码后处理，探索不同盘状态，发现风致盘加热在高低X射线模式中均有贡献，解释了相关现象并与观测相符。
2026-07-22 astro-ph.HE
Variable Heating and Flaring of Three Redback Millisecond Pulsar Companions
我们正在监测建立和假定的红背毫秒光谱仪（MSP）的时间序列测光，重复覆盖其5-6小时轨道光变曲线在$r^{\prime}$或$R$。在月的时间尺度上，PSR J1048+2339和XMMU J083850.38 $-$ 282756.8在伴星的加热侧表现出类似的$\approx0.3$等变化。然而，加热光变曲线很少是对称的，这表明脉冲星风产生的双星内激波除了是可变的之外，还存在偏斜，或者改变伴随通道脉冲星风固有的磁场。除了这种可变的加热，还有长寿命的耀斑状态，增加了额外的0.5等的亮度，在$\approx10$分钟的时间尺度上的变化。这些耀斑似乎也起源于伴星的加热侧，而“夜晚”侧的亮度保持相对稳定。PSR J1628 $-$ 3205的活动性稍弱，它的光学光变曲线主要是潮汐畸变（椭球调制），尽管它也显示出由于移动的磁场或迁移的星点而导致的可变和不对称加热的证据。这些影响挫败了从红背MSP的光学光变曲线导出系统参数（诸如倾斜角和罗氏瓣填充因子）的任何努力。我们还报告了PSR J1048+2339的两个钱德拉X射线观测结果，它们显示出强烈的轨道调制，可能是由于沿双星内激波的光束，以及第三个观测结果主要是由耀斑引起的。在0.3-8 keV波段的峰值耀斑亮度是脉冲星自旋下降功率的$\approx12\%$，这可能需要磁重联。这三个系统都还没有显示出过渡回吸积状态。
2018-09-01 astro-ph.HE
The influence of small scale magnetic field on the heating of J0250+5854 polar cap
考虑了地球表面小尺度磁场对PSR J0250+5854极盖加热的影响。假设极帽仅由在脉冲星二极管中加速的反向正电子加热。假设脉冲星二极管处于静止状态，下极板靠近星表面（极冠模型），占据整个脉冲星管截面，工作在稳定的空间电荷限制电子流区。考虑了小尺度磁场对脉冲星二极管内部电场的影响。在计算正负电子对产生率时，我们只考虑了初级电子的曲率辐射及其在磁场中的吸收。假设部分正负电子对可以在束缚态（正电子偶素）中产生。随后这些正电子素被来自恒星表面的热光子光电离。
2020-04-10 astro-ph.HE
Face changing companion of the redback millisecond pulsar PSR J1048+2339
我们提出的红背毫秒脉冲星PSR J1048+2339，这是一个4.66毫秒的射电脉冲星在一个紧凑的二进制与轨道周期为6小时的光学观测。我们用鹿林1米望远镜获得了PSR J1048+2339的高质量光变曲线。该系统显示出两个不同的六小时轨道调制，其中椭球调制在不到14天的时间内变成正弦曲线。除了这种变化，伴星的亮度增加了一个星等，这表明后一种调制是由伴星的脉冲星风加热引起的，并且加热在系统中占主导地位。虽然这些变化并不意外，但这样的时间表是类似系统中最短的。我们进行建模分析，以提取系统的属性。我们得到该系统的脉冲星质量为2.1 M $_{\odot }$，伴星质量为0.4 M $_{\odot }$。辐射功率增加了6倍，在此期间，脉冲星风加热占主导地位。我们还报告了两个档案钱德拉X射线观测，并讨论了几种可能性，可能会导致不同的加热的同伴。
2019-01-07 astro-ph.HE
Temporal clustering of rotational glitches in the Crab pulsar
这是一个悬而未决的问题是否毛刺活动在个别卫星上变化的十年时间尺度。在过去的36年里，蟹状星云脉冲星经历了23次旋转故障，打断了原本单调的减速。均匀泊松过程，即一个具有常数速率的过程，不足以描述蟹状星云脉冲星中毛刺历元的时序分布。当使用Ripley的$K$函数进行测试时，在$2σ$级别存在聚集迹象。两种替代，非齐次模型与一个和两个逐步的速率变化被发现有更高的相对证据（贝叶斯因子分别为1.74和2.86）比齐次泊松过程。聚类之间的区别，其中事件是相关的，和速率变化进行了讨论。毛刺微物理，特别是触发机制的基础上雪崩过程的影响，进行了简要讨论。
2018-10-29 astro-ph.HE
Linking Long- and Short-Term Emission Variability in Pulsars
现在我们知道，射电望远镜的辐射可以在很宽的时间尺度上变化，从几分之一秒到几十年。然而，目前尚不清楚长期和短期排放量变异性是否由相同的物理过程造成。人们已经观察到，长期的发射变化往往与脉冲星的旋转变化有关。我们还不知道短期的发射变化是否也是如此，因为在如此短的时间尺度上无法直接测量所涉及的旋转变化。为了弥补这一点，我们提出了一个连续的脉冲星监测技术，允许统计检测的任何旋转变化的调零和模式改变的脉冲星与某些属性。使用模拟，我们探索的范围内的脉冲星的属性，这样的实验将是可能的。
2019-08-27 astro-ph.HE
Long-lasting accretion-powered chemical heating of millisecond pulsars
分析了超导中子星核中的磁场对毫秒级中子星化学加热的影响。我们认为，磁场破坏质子超导性的一些体积分数的恒星核心，从而允许不受抑制的非平衡反应的粒子相互转换。这些反应将中子星核心在低质量X射线双星阶段积累的化学能转化为热量。这种加热可以在停止吸积后的MSP阶段（具有表面温度$\sim 10^5\,\rm K$）保持NS温暖超过十亿年，而不需要诉诸旋转化学加热机制。
2021-10-06 astro-ph.HE nucl-th
Long-term rotational and emission variability of 17 radio pulsars
随着现代射电望远镜的灵敏度和定时基线的不断提高，越来越多的射电星被证明在其旋转和无线电发射特性中表现出转变。在这些情况中的许多情况下，这两者与假设其特定发射状态中的每一个的唯一自旋下降速率（$\dotν$）的光子相关。在这项工作中，我们重新审视了17个无线电卫星以前显示出自旋下降率的变化。使用高斯过程回归（GPR）的方法来建模的时间残差和演变的轮廓形状，我们确认已经观察到的过渡，并揭示新的过渡，在8年的延长监测更大的时间分辨率和增强的观测带宽。我们证实，这些来源中的7个显示出发射相关的$\dotν$跃迁（$Δ\dotν$），我们将这种相关性用于一个额外的脉冲星，PSR B1642 $-$ 03。我们证明，地质雷达是能够揭示非常微妙的配置文件的变化，有足够的数据质量。我们还证实了$Δ\dotν$振幅对$\dotν$和脉冲星特征年龄的依赖性。将$Δ\dotν$与全球磁层电荷密度$Δρ$的变化联系起来，我们推测，与大$Δρ$值相关的$\dotν$跃迁可能会表现出可检测的剖面变化，并改善数据质量，在以前没有观察到的情况下。
2022-04-25 astro-ph.HE
The impact of glitches on young pulsar rotational evolution
我们报告的74个年轻的恒星，已观察到的帕克斯64米射电望远镜在过去十年的时间计划。使用现代贝叶斯定时技术，我们已经测量了52个这些卫星中的124个毛刺的特性，其中74个是新的。我们证明，毛刺样本是完整的分数增加自旋频率大于$Δν^{90\%}_{g}/ν\approx 8.1 \times 10^{-9}$。我们测量了33辆汽车的制动指数$n$。在大多数这些恒星中，它们的旋转演化都是由$n > 10$的自旋下降事件所主导的，在大的故障发生时，自旋下降速率会发生阶跃变化。阶跃变化是这样的，即在毛刺上平均，长期$n$很小。我们发现$n$的毛刺间值与前一毛刺的降速变化除以毛刺间时间间隔之间存在接近一对一的关系。我们讨论的范围内的物理模型的结果。
2021-10-13 astro-ph.HE
Rotochemical heating in millisecond pulsars with Cooper pairing
当旋转的中子星失去角动量时，离心力的减少使它收缩。这扰动了每个流体元素，提高了局部压力，并导致偏离β平衡，从而提高了中微子的发射率并产生了热能。这种机制被称为旋转化学加热，以前曾对非超流物质的中子星进行过研究，发现它们达到了准稳态，其中自旋下降改变平衡浓度的速率与中微子反应恢复平衡的速率相同。另一方面，中子星内部被认为含有超流核子，它通过抑制中微子反应和比热，并开启新的库珀配对反应来影响恒星的热演化。在这项工作中，我们描述了库珀配对的热效应与空间均匀的能隙的中子和质子的旋转化学加热在毫秒微扰（MSP）时，只允许修改Urca反应。我们发现，化学不平衡增长到一个接近能隙的值，这是高于一个非超流的情况下。因此，库珀配对预测的表面温度较高，并解释了MSP J 0437 -4715的最新测量结果。
2010-02-26 astro-ph.HE
Rotational and X-ray luminosity evolution of high-B radio pulsars
在延续我们早期的工作，长期演变的所谓的高-B无线电hoppers（HBRPs）与测量制动指数，我们已经调查了长期演变的其余五个HBRPs的制动指数尚未测量。这完成了我们的源的回退盘模型，也适用于早期的异常X射线散射（AXP），软伽马中继（SGR），和昏暗的孤立中子星（XDIN）的HBRP的源分析。结果表明，由于初始条件的不同，即初始盘质量、初始周期和偶极场强度的不同，不同中子星群体的X射线光度和转动性质可以通过带有回退盘的中子星获得。对于五个HBRP，与AXP，SGR和XDIN不同，我们的结果不约束源的偶极场强。我们得到的演变路径，导致螺旋桨阶段的偶极子场足够强，产生脉冲无线电发射的HBRPs的属性。
2017-12-18 astro-ph.HE
Diagnosing pulsar winds in black-widow, redback, and other binary millisecond pulsar systems
由一颗回收的毫秒脉冲星和一颗在近轨道上的恒星伴星组成的双星系统可能是诊断脉冲星风的最佳地点。在这样的系统中，脉冲星外流辐射并加热了伴随的大气层，这可能导致观测到强烈的昼夜温度调制。我们用粒子簇射模拟证明了风的粒子能量会影响大气中的加热深度：风的热量可以沉积在光球层的上方或下方，从而导致观察到的光谱中的不同特征。我们将我们的方法应用到四个具体的系统：我们发现，系统与凉爽的夜晚侧同伴显示出强烈的温度变化可以给有趣的下限粒子能量在风中。特别是，如果PSR B1957+20的伴夜面被突然照射，深度加热只有在能量> 100 TeV的粒子存在时才会发生。因此，在这个系统中深层加热的观测证据表明，i）这样的粒子存在于脉冲星风中和/或ii）双星演化非平凡地将伴星带到了观测到的温度不对称性。此外，所观察到的温度差只能保持与粒子能量的顺序为100兆电子伏。
2019-12-04 astro-ph.HE
Intra-Binary Shock Heating of Black Widow Companions
蒸发双星的低质量伴星（黑寡妇和它们的同类）在面对脉冲星的一侧被强烈加热。然而，在高质量的光度和光谱数据的加热模式不匹配的直接脉冲星照明的预期。在这里，我们探讨加热介导的二元内休克（IBS）。我们开发了一个简单的分析模型，并在流行的'ICARUS'光变曲线代码中实现它。该模型由风动量比β和速度v_Rel v_orb参数化，并假设再处理的脉冲星风发射瞬发粒子或辐射来加热伴星表面。我们说明了一个有趣的范围内的光变曲线的不对称性控制这些参数。该代码还计算IBS同步辐射模式，因此可以模拟黑寡妇X射线光曲线。作为测试，我们将结果应用于PSR J2215+5135的高质量非对称光学光变曲线;由此产生的拟合在直接加热模型上得到了实质性的改进，并产生了与所见一致的X射线光变曲线。IBS模型参数表明，在目前的损失率下，伴随蒸发具有特征时间尺度τ_evap ~ 150 My。尽管如此，该模型并不完全令人满意，表明额外的未建模的物理效应。
2016-06-11 astro-ph.HE
The Jodrell Bank Glitch Catalogue: 106 new rotational glitches in 70 pulsars
脉冲星故障是发生在中子星旋转中的快速自旋事件，为了解这些物体内部的物理学提供了有价值的探索。长期监测大量的干扰源有助于检测干扰信号并对其参数进行可靠的测量。Jodrell Bank脉冲星计时方案定期监测800多个无线电脉冲星，在某些情况下，对单个物体的计时历史已超过50年。在本文中，我们介绍了截至2018年底观察到的70个射电望远镜中的106个新故障。对于70%的这些卫星，我们报告的事件是其唯一已知的故障。对于每一个新的故障，我们提供了它的历元，振幅和任何检测到的恒星自旋下降率的变化测量。结合这些新的小故障与Jodrell Bank小故障目录中列出的小故障，我们分析了178个卫星中的543个小故障的总样本。我们使用两个高斯分量的混合来对毛刺幅度和自旋下降速率变化的分布进行建模。我们证实了已知的依赖脉冲星自旋下降率和特征年龄的故障率和活动，并表明，年轻的脉冲星往往表现出较大的故障。自旋下降速率在$10^{-14}$ Hz s $^{-1}$和$10^{-10.5}$ Hz s $^{-1}$之间的脉冲星，其自旋下降的平均反转率为1.8%。我们的结果与脉冲星毛刺的超流涡旋解钉扎模型定性一致。
2021-11-12 astro-ph.HE
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。
2016-08-29 astro-ph.HE
Heating of the Real Polar Cap of Radio Pulsars
本文研究了超相对论电荷轰击射电星真实极盖表面的加热。真正的极帽是在常规极帽内或靠近常规极帽的显著更小的区域，其被偶极场$\vec{B}_d$的最后开放场线包围。它被小尺度局部表面场$\vec{B}_s$的那些场线包围，这些场线在帽上方$\sim 10^5$ cm的高度处与$\vec{B}_d$的最后开放场线连接。由于常规极帽和真实极帽半径之比为$R_{dip}/R_{pc}\sim 10$，因此通量守恒需要$B_s/B_d\sim 100$。对于旋转周期$P\sim 0.5$ s，$B_s\sim 10^{14}$ G产生了一个强的电势间隙，形成了内部加速区（IAR），其中电荷获得动能$\sim 3\times 10^{14}$ eV。这为回流电荷在真实极盖表层释放热量的能量设定了上限。在IAR中，它被一股密度极高的高能电荷流穿过，没有稳定的氢气氛可以生存。因此，我们认为极冠是由完全电离的铁离子组成的固化的“裸露”表面。本文讨论了实际极帽的物理情况，计算了它的表面温度$T_s$作为$B_s$和$P$的函数，并与射电天文学的X射线观测结果进行了比较。
2020-07-17 astro-ph.HE
Population Synthesis of Isolated Neutron Stars with magneto-rotational evolution II: from radio-pulsars to magnetars
星族综合研究是重建脉冲星星族周期和磁场出生分布的有力手段。当这种方法应用于不同波长的群体时，它可以打破由单波段研究产生的初始分布的推断性质的简并性。在这种情况下，我们扩展以前的工作，包括$X$ -射线热辐射辐射在同一进化模型的无线电辐射。我们发现，X射线脉冲星数量的累积分布可以很好地再现几个模型，同时，再现无线电脉冲星分布的特点。然而，即使考虑到最有利的磁热演化模型与快速场衰减，对数正态分布的初始磁场预测超过12秒的可见光源的数量。然后，我们表明，这个问题可以解决不同的分布的磁场，如截断对数正态分布，或副正态分布与两个不同的人口。我们利用观测到的自旋周期P>12 s的孤立NS的缺乏，建立了B > 10^{15} G（小于1%）的磁星比例的上限。随着未来的探测不断增加磁星和高B脉冲星的统计数据，我们的方法可以用来建立一个严格的约束最大磁场在诞生的NS。
2015-07-20 astro-ph.HE
Multiband Optical Light Curves of Black-Widow Pulsars
我们收集了九个“黑寡妇”毫秒脉冲星双星的新的和档案光学观测。新的测量包括用Keck、Gemini-S、MDM和LCO 2~m望远镜直接成像。这是补充合成颜色从凯克长缝光谱。本文首次介绍了四个黑寡妇光学伴星。这些数据一起提供了覆盖大部分轨道相位的双折射光度法。我们使用ICARUS光曲线建模代码的一个版本，用直接（光子）加热模型拟合这些光曲线。拟合提供距离和填充因子估计值、倾斜度和加热功率。我们比较了加热功率与观测到的GeV的光度，注意到该比率是敏感的脉冲星的距离和伽马射线束。我们对“外间隙”模型光束进行了特定的校正，但即使这样，一些源也有很大的差异，这表明拟合距离中的不完美的光束校正和/或误差。对于一半的目标来说，拟合更喜欢大的金属丰度，这对这些风剥离的二次曲线来说是一个合理的结果。伴随半径表明，除了PSR J 0952 $-$ 0607外，$f_c \approx 0.7-1$有大量的罗氏叶填充，它与$f_c< 0.5$具有伴随密度$ρ\approx 10\,{\rm g\,cm^{-3}}$，表明不寻常的演变。我们注意到，直接加热适合意味着大的加热功率和相当小的倾向，我们推测，未建模的影响，可以引入这样的偏见。
2019-08-06 astro-ph.HE
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。
2015-04-24 astro-ph.HE
Continued Neutron Star Crust Cooling of the 11 Hz X-Ray Pulsar in Terzan 5: A Challenge to Heating and Cooling Models?
2010年，球状星团Terzan 5中的瞬变中子星低质量X射线双星和11 Hz X射线脉冲星IGR J 17480 -2446表现出了为期11周的吸积爆发。钱德拉在爆发结束后的五个月内进行的观测显示，中子星的地壳在吸积阶段变得相当热，随后在静止状态下冷却。这为探测地壳的结构和组成提供了难得的机会。在这里，我们报告新的钱德拉观测泰山5，延长监测~2.2年进入平静。我们发现，热通量和中子星的温度继续下降，但仍然显着高于2010年吸积阶段之前测量的值。这表明地壳还没有热松弛，可能会继续冷却。这种行为是很难解释在我们目前的理解加热和冷却的瞬态吸积中子星。或者，静态发射可能已经稳定在一个较高的观测平衡水平（对于相同的内部温度），在这种情况下，中子星壳可能已经完全冷却。
2013-08-23 astro-ph.HE
On the Transition from Accretion Powered to Rotation Powered Millisecond Pulsars
与$γ$ -射线在吸积盘中的沉积有关的加热被认为是促进低质量X射线双星向射电毫秒脉冲星相转变的一种机制。脉冲星磁层外隙加速器产生的$γ$射线辐射可能会照射周围的盘，导致其加热和物质可能从系统中逃逸。我们将该模型应用于PSR J1023+0038，这是最近发现的一颗新诞生的旋转动力毫秒脉冲星。预测的$γ$射线光度$\sim 6 \times 10^{34}~\mathrm{erg~s^{-1}}$可以充分解释在2002年观测J 1023 +0038之前的8个月$\sim 2$ ~yr周期中存在的截断盘的消失以及其伴星异常明亮的光发射所需的能量输入。
2010-09-24 astro-ph.HE
Small glitches and other rotational irregularities of the Vela pulsar
闪变是指中子星自转速率$ν$的突然增加，人们认为这是由恒星内部的中子超流体驱动的。船帆座脉冲星的故障率相对较高，自1968年开始观测以来报告了21次事件。这些是已知的最大故障之一（其中17个具有$Δν/ν\geq10^{-6}$大小），并表现出非常相似的特征。这种相似性，再加上大故障发生的规律性，使Vela成为这种故障行为的原型。另一方面，它的最小故障的性质还没有明确确定。船帆座脉冲星的高频率观测是在1981年至2005年期间在芒特普莱森特射电天文台进行的。进行自动化系统搜索，研究在任何给定时间是否发生自旋频率$ν$和/或自旋下降速率$\dotν$的显著变化。我们发现了两个新的毛刺，分别具有$(5.55\pm0.03)\times10^{-9}$和$(38\pm4)\times10^{-9}$的大小$Δν/ν$。除了这两个毛刺事件之外，我们的研究还揭示了所有可能特征（即$Δν$和$Δ\dotν$符号的组合）的许多事件，所有这些事件都与$|Δν|/ν<10^{-9}$一起很小，这有助于船帆座定时噪声。船帆座脉冲星与许多其他小故障的脉冲星相比，小故障的数量较少，这似乎是真实的，而不是观测偏差的结果。除了典型的故障，脉冲星的平稳自旋也受到几乎连续的活动的影响，这种活动的部分特征是$ν$、$\dot{ν,}$或两者的小台阶状变化。模拟结果表明，连续徘徊的旋转相位，红色光谱，可以模仿这种阶梯…
2021-04-12 astro-ph.HE
Rotation-induced deep crustal heating of millisecond pulsars
中子星的自旋下降，例如由于磁偶极损失，导致恒星物质的压缩，并在地壳中不同核物质之间的相变引起核反应。我们表明，这种机制是有效的加热回收的恒星，其中以前的吸积过程已经压缩地壳，所以它是不是在核平衡。我们计算了相应的发射率，并将其与现有的观测结果相比较，表明它可能解释PSR J 0437 -4715可能的热紫外发射。
2015-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Rotational evolution of young pulsars due to superfluid decoupling
脉冲星是旋转的中子星，被认为是慢下来的，自旋下降率被认为是由于磁偶极辐射。这导致对制动指数n的预测，其是旋转周期及其一阶和二阶时间导数的组合。然而，所有观察到的n值均低于预测值3。在这里，我们提供了一个简单的模型，可以解释的旋转演化的年轻的脉冲星，包括n=2.51的958岁的脉冲星在蟹状星云。该模型是基于有效的转动惯量的减少，由于在恒星的核心，成为超流体的恒星冷却通过中微子排放的比例增加。这些结果表明，未来对中子星的大型无线电监测活动将产生对中子星质量、核物质状态方程和超流体性质的测量。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotochemical heating of millisecond and classical pulsars with anisotropic and density-dependent superfluid gap models
当旋转的中子星失去角动量时，离心力的逐渐减小使它收缩。这扰动了每个流体元素，提高了局部压力并导致偏离β平衡，引起释放热量的反应（旋转化学加热）。Fernández & Reisenegger（2005）在非超流中子星中研究过这种效应，Petrovich & Reisenegger（2010）在超流毫秒中子星中研究过这种效应。这两项研究都发现，类星体达到了一个准稳态，在这个准稳态中，使物质脱离β平衡的压缩被试图恢复平衡的反应所平衡。我们通过考虑超流能隙的密度依赖性和各向异性的影响来扩展以前的研究，对于主导反应是修改的Urca过程的情况，质子是非超导的，并且中子超流性由文献中提出的模型参数化。通过与毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715的表面温度和21个经典双光子星的上限温度的比较，我们发现毫秒脉冲星只能用有效能隙最大的模型（B型模型）来解释，经典双光子星则需要能隙在某个角度消失的模型（C型模型）和两种不同的包线组成。因此，没有一个单一的中子超流性模型可以同时解释非吸积中子星的所有观测结果的热发射，这可能是由于我们忽略了质子超导性。
2014-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Heating of Millisecond Pulsars by Magnetic Field Decay
本文研究毫秒脉冲星表面温度偏高问题，通过约束直至l=10的小尺度磁场分量，提出壳层l=3或l=4磁场衰变的焦耳加热可解释观测高温。
2024-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dark Matter Heating vs. Rotochemical Heating in Old Neutron Stars
宇宙中的暗物质（DM）粒子通过与普通物质的相互作用在中子星（NS）中积累。已知它们在NS核内的湮灭导致晚期加热，由此，对于NS年龄$t \gtrsim 10^{6-7}$年，表面温度变为恒定值$T_s \simeq (2-3) \times 10^3$ K。然而，这一结论是基于NS在其整个生命周期中保持β平衡的假设得出的，这对于旋转的恒星是无效的。脉冲星自转的减慢使NS物质脱离β平衡，由此产生的化学势不平衡引起了后期加热，称为旋转化学加热。该效应可将NS加热至$T_s \simeq 10^6$ K达$t \simeq 10^{6-7}$年。事实上，最近的观测发现了几个旧的NS，其表面温度远高于标准冷却情景的预测，并与旋转化学加热相一致。出于这些观察结果，在这封信中，我们重新评估的意义DM加热NS，包括旋转化学加热的效果。然后，我们表明，DM加热的签名仍然可以检测到在老的普通恒星，而它是隐藏的老毫秒恒星的旋转化学加热。然而，为了证实DM加热的证据，有必要提高我们对核子配对能隙的认识，并准确地评估中微子的初始周期。在任何情况下，发现一个非常冷的NS可以给DM加热，从而DM模型的强大的约束。为了证明这一点，作为一个例子，我们还讨论了DM是电弱多重态的中性分量的情况下，并表明，观察NS与$T_s \lesssim 10^3$ K施加了严格的约束，这样的DM候选人。
2019-07-04 astro-ph.HE hep-ph
Cooling and Heating Solid Quark Stars
本文提出一个唯象的固体夸克星脉冲星模型来解释观测到的孤立夸克星的热X射线辐射。固体夸克星的热容量被发现相当小，因此在恒星诞生时获得的残余内部恒星热量可以在极短的时间尺度内消散。然而，回流等离子体在固体夸克星的两极引起的轰击会使恒星被重新加热，从而可以维持长期的软X射线发射。这种设想可用于那些具有显著磁层活动的X射线天体，从而确定它们的冷却过程。暗X射线孤立中子星（XDIN）以及致密中心天体（CCO）已被观测到，软X射线辐射占主导地位，磁层表现很少。这种来源可能是在螺旋桨状态下吸积的固体夸克星。
2009-12-08 astro-ph.HE
Pulsar Pair Cascades in Magnetic Fields with Offset Polar Caps
中子星的磁场可能有极帽（PC），通过磁力线扫回附近的轻圆柱或非对称电流的明星是从偶极轴偏移。这种偏移对电子-正电子对级联的影响进行了研究，使用简单的模型的偶极磁场与小的扭曲，改变PC的不同数量或方向。使用蒙特卡罗对级联模拟，我们探索的变化对光谱，多重性和能量通量在整个PC，以及对流量和对能量通量的趋势与自旋下的光度，L_{sd}。我们也给出了不同偏移量的返回正电子在PC上的热通量分布的估计。我们发现，即使是适度的偏移可以产生显着的增加对多重性，特别是对于附近或超出对死亡线为中心的PC，主要是因为更高的加速领域的EQUIARS。对光谱覆盖几十年的能量，与光谱范围的毫秒双星（MSP）的两个数量级高于正常的双星，和PC偏移允许显着扩展的所有光谱较低的对能量。我们发现PC对总光度L_{pair}与L_{sd}成正比，正常人的L_{pair}为L_{pair} ~ 10^{-3} L_{sd}，MSP的L_{pair}为L_{pair} ~ 10^{-2} L_{sd}.值得注意的是，即使是大偏移量的总PC加热光度增加了不到两倍，即使PC面积增加了更大的因素，因为大多数加热发生在磁轴附近。
2011-11-07 astro-ph.HE
Timing Observations of 27 Pulsars at the Pushchino Observatory from 1978 to 2012
我们提出的结果，从1978年7月和2012年2月之间的33.5年在Pushchino天文台的27颗恒星的定时观测。我们还分析了喷气推进实验室的档案数据的10个卫星扩展到43.5年的个人数据跨度。我们在两颗脉冲星B 0823 +26和B1929+10的计时行为中发现了一个新的现象，表明脉冲星旋转参数的快速变化使得二阶导数$\ddotν$的符号被反转。对$\ddotν$变化的分析表明，该过程可被视为$\ddotν$中的调制过程。我们发现，脉冲星旋转参数的快速变化的过程代表了一种新类型的旋转不规则性，连同其他三种类型的旋转不规则性（离散毛刺，慢毛刺和准周期振荡），形成一个大尺度结构的定时噪声。这些效应都是大多数普通光子晶体的时间行为偏离简单的$ν,\,\dotν$自旋下降模型的原因。我们发现，所有四种类型的观察到的旋转不规则性的演变性质。脉冲星自转速率的不规则性经历了三个演化阶段，表明某种类型的自转不规则性只可能发生在脉冲星自转演化的某一阶段。不同进化阶段之间的年龄界限是模糊和扩散的。这是因为具有相似性质的不同分子沿着不同的路径演化。旋转不规则性发生的演化情景很好地解释了许多观测到的脉冲星旋转特性。
2013-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotational evolution of the Vela pulsar during the 2016 glitch
Mt Pleasant射电望远镜观测到的2016年船帆座故障首次提供了研究脉冲星故障脉冲间动力学的机会，为研究中子星内部开辟了新的可能性。我们拟合模型的恒星的旋转频率的脉冲星的数据，并提出了三个新的结果。首先，我们以90%的置信度将毛刺上升时间限制在12.6s以内，几乎比之前的最佳限制短三倍。第二，我们找到了明确的证据旋转频率过冲和快速松弛故障后。第三，我们找到了在故障发生之前恒星自转速度减慢的证据。过冲理论上预测的一些模型，我们讨论的毛刺上升和过冲衰减时间对内部中子星物理的影响。在小故障之前的减速是出乎意料的，我们认为减速可能会通过引起地壳超流体和地壳之间的临界滞后来触发小故障。
2019-07-02 astro-ph.HE gr-qc
From pulsar scintillations to coronal heating: discontinuities in magnetohydrodynamics
从脉冲星的闪烁，我们推断在ISM中存在片状结构，有人认为这些是电流片。电流片可能在加热日冕中起着重要的作用，并且有证据表明它们存在于太阳风中。这种磁不连续性已经在具有特定边界条件的数值模拟中以及在使用不可压缩状态方程的模拟中发现。在这里，我调查他们的形成在更一般的情况下，通过拓扑的考虑，以及数值模拟的放松任意平滑变化的磁场。模拟进行了各种参数和边界条件：在低，高和阶统一等离子体$β$制度，定期和固定的边界，有和没有摩擦力，在各种分辨率和各种扩散率。在探索的{ \it all}条件下，在动态时间尺度上形成电流片。在更高的分辨率下，它们更薄，并且存在更多数量的较弱电流片。磁场最终弛豫到一个平滑的最小能量状态，其能量取决于磁螺旋度，以及对边界的性质。
2015-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The glitches and rotational history of the highly energetic young pulsar PSR J0537$-$6910
我们提出了一个年轻的X射线脉冲星PSR J0537 $-$ 6910，位于大麦哲伦星云内的定时和故障分析，使用13年的数据，现在退役的罗西X射线定时探测器。PSR J0537 $-$ 6910的自转周期为16毫秒，是已知自转速度最快、能量最高的年轻脉冲星。它也显示出任何已知脉冲星中最高的毛刺活动。我们在数据跨度上发现了42个故障，对应于3.2年$^{-1}$的故障率，总体故障活动率为$8.8\times 10^{-7}\,$ yr $^{-1}$。高毛刺频率使我们能够以其他仪器无法达到的方式研究毛刺行为。我们观察到自旋频率毛刺幅度和等待时间到下一个毛刺之间的强线性相关性。我们还发现，故障后自旋下降恢复是很好地描述了一个单一的两个组件模型适合所有的故障，我们有足够的输入数据。这包括指数振幅$A = (7.6 \pm 1.0)\times 10^{-14}\,$ s $^{-2}$和衰减时标$τ= 27_{-6}^{+7}\,$ d，以及线性斜率$m = (4.1\pm 0.4)\times 10^{-16}\,$ s $^{-2}\,$ d $^{-1}$。后一斜率对应于二阶频率导数$\ddotν = (4.7\pm 0.5) \times 10^{-22}\,$ s $^{-3}$，从中我们找到隐含的制动指数$n=7.4 \pm 0.8$。我们还提出了一种最大似然技术，用于搜索事件…
2017-12-11 astro-ph.HE
On the difference between gamma-ray-detected and non-gamma-ray-detected pulsars
我们比较年轻的，充满活力的伽玛射线探测和非伽玛射线探测的恒星的无线电剖面宽度。我们发现，后者通常有更广泛的无线电配置文件，与两个样本之间的边界表现出依赖于旋转能量损失率。我们还发现，在伽马射线检测到的脉冲星样本中，射电剖面宽度与主伽马射线峰的间隔和窄伽马射线分量的存在相关。这些研究结果使我们提出，这些恒星形成一个单一的人口，其中的主要因素决定伽马射线探测的旋转能量损失率和接近的视线旋转轴。对于有和没有可探测到的伽马射线的射电望远镜，预期的磁倾角分布将是不同的，自然导致观察到的差异。我们的研究结果还表明，现有的无线电和外磁层伽马射线发射模型的几何形状至少在定性上是现实的，这意味着有关的观察几何形状的信息可以从轮廓属性的恒星。
2016-09-22 astro-ph.HE
A Likely Redback Millisecond Pulsar Counterpart of 3FGL J0838.8-2829
我们获得了X射线源XMMU J083850.38-282756.8的新光学观测结果，这是先前提出的伽马射线源3FGL J0838.8-2829的对应物。在$r'$波段的时间序列测光揭示了$\approx1$星等的周期性调制，这是一个致密物体加热低质量伴星光球的特征。测得的轨道周期为5.14817 $\pm$ 0.00012 hr。光变曲线的形状是可变的，显然是由于耀斑和不对称加热的影响。光谱学揭示了一个M1型或更晚的伴星，其径向速度振幅为315 $\pm$ 17 km/s，周期和相位与加热解释一致。致密天体的质量函数为0.69 $\pm$ 0.11 $M_{\odot}$，这使得中子星可以在高倾角轨道上运行。观测到了可变的、宽的H $α$辐射，这可能与来自伴星的风有关。这些性质，以及在推断的距离<1.7千秒差距的X射线和伽马射线光度，与处于非吸积状态的红背毫秒脉冲星一致。需要对无线电脉动进行搜索，以确认这一解释，并推导出完整的系统参数进行建模，尽管电离风的吸收可能会阻碍这种检测。
2017-08-02 astro-ph.HE
Magnetar nebulae can be rotationally powered
最近在雨燕1834.9-0846周围发现了一个产生扩展X射线发射的风星云。这是第一个磁星，这种（脉冲星）风星云（PWN）被发现。我证明，斯威夫特1834.9-0846的星云可以旋转供电，如果它是由环境压缩。这背后的物理原因是绝热加热在所有其他冷却和逃逸过程中占主导地位。这种效应只会发生在相对低自旋功率的恒星上，可以形成非常有效的星云。本文基于ApJ 835，文章id。54，13页中发表的先前工作。（2017年）。
2017-10-19 astro-ph.HE
The ubiquity of variable radio emission and spin-down rates in pulsars
本文利用高斯过程回归与贝叶斯推断分析259颗脉冲星的长期计时数据，发现238颗存在自转减慢率显著变化，构建了迄今最大的可变脉冲星星表，揭示此类行为在脉冲星群体中普遍存在，并指出其对引力波探测的潜在影响。
2025-03-11 astro-ph.HE
A multiwavelength study on the high-energy behaviour of Fermi/LAT pulsars
使用档案以及新获得的数据，我们评估的X射线行为的费米/LAT伽马射线天体在第一费米源目录中列出。在重新审视了双星的旋转能量损失与它们的X射线和伽马射线光度之间的关系之后，我们把重点放在与距离无关的伽马射线与X射线通量比上。当我们将Fgamma/Fx值绘制为双星转动能量损失的函数时，我们立即看到具有类似能量的双星具有跨越30年的Fgamma/Fx。这样的扩散，很可能是由于X射线和伽马射线发射区的几何结构有很大的不同，这使得对图的任何直接解释都是不可能的。事实上，虽然高能中子星确实具有低的Fgamma/Fx值，但对于大部分费米中子星来说，这一点很难说。将我们的脉冲星样本分为无线电大声和无线电安静的子样本，我们发现，平均而言，无线电安静的脉冲星确实有更高的Fgamma/Fx值，这意味着它们的X射线发射和/或不同的几何配置的intrinsec模糊。此外，尽管上面提到的大的传播，统计测试显示在无线电安静的数据集中相对于无线电大声的一个较低的散射，指向无线电安静的对象相对于无线电大声的对象的几何形状更受约束。
2011-03-02 astro-ph.HE
Toward an understanding of thermal X-ray emission of pulsars
我们提出了一个理论模型的热X射线发射和冷却的孤立双星，假设双星是固体夸克星。我们计算了这类夸克星的热容，结果表明剩余热能不能维持典型孤立X射线星的热X射线亮度.我们的结论是，其他加热机制必须在运作中，如果实际上是固体夸克星的恒星。两种可能的加热机制进行了探讨。首先，对于磁层活动很少的超新星，来自星际介质或相关超新星遗迹中的物质的吸积可能为观测到的热辐射提供动力。在螺旋桨区，盘吸积率${\dot M}\sim$为爱丁顿吸积率的1%，并以$\sim 0.1% {\dot M}$的吸积率吸积到恒星表面，可以解释孤立的昏暗中子星和中心致密天体观测到的发射光度。其次，对于磁层活动显著的脉冲星，其自旋下降光度可能是通过反向等离子体电流流动产生热能的来源。脉冲星辐射热X射线光度与自旋能量损失率之间的唯象研究表明，可能存在1/2定律或线性定律，即$L_{\rm bol}^{\infty}\propto\dot{E}^{1/2}$或$L_{\rm bol}^{\infty}\propto\dot{E}$。这一结果与固体夸克星的热性质一起使我们能够计算此类恒星的热演化。计算了热演化曲线或冷却曲线，并与从17个活跃的X射线天体获得的"温度-年龄"数据进行了比较。结果表明，这些辐射源的辐射热X射线观测与固体夸克星脉冲星模型是一致的。
2010-11-04 astro-ph.HE
Heating of the interstellar gas by cosmic rays and warm transparent ionized plasma observed by pulsar dispersions
本文基于脉冲星色散测量研究银河系星际气体加热，重点分析温暖电离介质（WIM）的透明等离子体性质，计算其质量密度并与暗物质密度比较，发现暗物质密度更大并讨论了可能缩小差异的因素。
2023-12-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
A $Z_1^2$ framework for rotational-parameter estimation and uncertainty quantification in high-energy pulsars
Homi Bhabha Center for Science Education, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所霍米·巴巴科学教育中心）；St. Xavier’s College（圣泽维尔学院）；Department of Physics, University of Mumbai（孟买大学物理系）；Center for Basic Sciences at Pt. Ravishankar Shukla University（Pt. Ravishankar Shukla大学基础科学中心）；Indian Institute of Science Education and Research Bhopal（印度科学教育与研究学院博帕尔分校）；Indian Institute of Technology Bombay（印度理工学院孟买分校）；USRA STI（美国大学空间研究协会STI）
本文提出基于Z₁²的框架，用于从泊松限制的光子事件列表中估计高能脉冲星的自转频率和频率导数，通过改进的估计方法提供更准确的不确定性量化。
2026-05-14 astro-ph.HE astro-ph.IM
Pulsars: Cosmic Permanent 'Neutromagnets'?
我们认为，中子星可能是自旋极化的中子星，即宇宙永磁体。这将简单地解释关于磁星的几个观测事实，包括“信标效应”本身，即旋转轴和磁轴的静态/稳定不对准，脉冲的极端时间稳定性以及磁场强度的上限的存在-与“磁星”中观察到的一致。虽然我们的模型诚然是推测性的，但后一个事实在我们看来不太可能是纯粹的巧合。
2013-05-21 astro-ph.HE
Galvano-rotational effect induced by electroweak interactions in pulsars
我们研究旋转物质中的弱相互作用粒子。预言了该系统中存在沿物质旋转轴向的电流。这种新的电流转动效应是由旋转物质中无质量带电粒子之间的宇称破坏相互作用引起的。我们从旋转坐标系中涉及电弱相互作用的费米子狄拉克方程的精确解开始。这个方程包括了非惯性效应。然后，利用所得到的解，我们导出了沿旋转轴流动的感应电流。我们研究了致密天体中出现电流转动效应的可能性。中子和假设的夸克星的具体例子进行了讨论。结果表明，利用这种效应，人们可以预期产生的环形磁场与极向的老毫秒磁星。我们还简要讨论了这些恒星中磁螺旋度的产生。最后分析了用电流转动效应描述中子星的非对称中微子发射来解释中子星反冲的可能性。
2015-05-16 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Rotational Behaviors and Magnetic Field Evolution of Radio Pulsars
观测到的孤立射电双星的长期自旋下降演化不能用具有恒定制动力矩的标准磁偶极辐射来解释。然而，如何以及为什么扭矩变化仍然存在争议，这是我们对中子星的认识中的一个突出问题。我们建立了一个脉冲星表面磁场演化的唯象模型，它包含了一个由短期振荡调制的长期衰减;脉冲星的自旋因此被它的磁场演化所改变。该模型的预测与精确测量的几个单独的地壳的自旋演化一致;导出的参数表明，霍尔漂移和霍尔波在NS地壳可能是负责的长期变化和短期准周期振荡，分别。利用该模型可以很好地再现雷达定时噪声的许多统计特性，包括雷达观测到的制动指数的相关性和分布，其跨度超过1亿。我们还提出了一个唯象模型的恢复过程中的经典和缓慢的毛刺，它可以成功地模拟所观察到的缓慢和经典的毛刺事件没有偏见。
2014-01-04 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A transient, flat spectrum radio pulsar near the Galactic centre
最近的研究表明，高磁化中子星（“磁星”）的X射线发射太亮，无法由旋转能量提供能量，与普通的射电望远镜之间可能存在联系。除了磁星SGR J 1745 -2900之外，银河系中心区域的一颗射电巨星PSR J 1746 -2850也具有时间特性，意味着它有着巨大的磁场强度和年轻的年龄，以及平坦的频谱。所有特征都与罕见的、短暂的、无线电响亮的磁星相似。使用几个深非检测从文献和两个新的检测，我们表明，这颗脉冲星也是瞬态的无线电。谱的平坦和振幅变率与3颗高磁场强度射电星的光变曲线和谱指数不一致。我们进一步使用在过去15年中GC的频繁，深入的档案成像观测，以排除可能的X射线爆发的光度超过旋转自旋下降率。这个来源，要么是一个没有任何检测到X射线对应物的瞬变磁星，要么是一个年轻的、强磁化的射电脉冲星，产生类似磁星的射电辐射，进一步模糊了这两个类别之间的界限。我们讨论了这个对象的无线电发射机制在磁星和恒星和紧凑的物体形成的GC的影响。
2017-03-07 astro-ph.HE
Rotochemical heating in millisecond pulsars: modified Urca reactions with uniform Cooper pairing gaps
背景：当旋转的中子星失去角动量时，离心力的减少使它收缩。这扰动了每个流体元素，提高了局部压力，并导致偏离β平衡，从而提高了中微子的发射率并产生了热能。这种机制被称为旋转化学加热，以前曾对非超流物质的中子星进行过研究，发现它们达到了准稳态配置，其中自旋下降改变平衡浓度的速率与中微子反应恢复平衡的速率相同。目的：本文描述了在只允许修正的Urca反应的情况下，具有空间均匀的中子能隙Δ n和质子能隙Δ p的Cooper对对在毫秒级微扰（MSP）中的旋转化学加热的热效应。由此，我们可以确定产生不同热演化的MSP所需的中子和质子的超流能隙的幅度。结果如下：我们发现，恒星中的化学不平衡增长到阈值Δ_{thr}= min（Δ_n+ 3Δ_p，3Δ_n+Δ_p），这比没有超流时的准稳态要高.因此，超流MSPs比非超流MSPs需要更长的时间才能达到准稳态，并且在这种状态下具有更高的光度，由L_γ~（1-4）10^{32}Δ_{thr}/MeV \dot{P}_{-20} / P_{ms} ^3 erg s^-1给出。在0.05 MeV<Δ thr <0.45 MeV的条件下，我们可以解释PSR J 0437 -4715的紫外发射。
2010-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
On X-ray emission of radio pulsars
本文对发射X射线的射电望远镜的一些参数的分布进行了分析。大多数这样的双星具有平均值为$< P >$ = 133毫秒的短自旋周期。周期导数的分布显示出双峰性，分为毫秒（$< log \dfrac{dP}{dt}>$ = -19.69）和正常（$< log \dfrac{dP}{dt}> $ = -13.29）曲线。中子星表面的磁场也具有双峰分布的特征。$<log B_s>$的平均值分别为毫秒级和正常级的$8.48$和$12.41$。光柱附近的磁场分布，并没有表现出明显的双峰性。$log B_{lc}$的中值为4.43，与没有记录的X射线发射的射电望远镜的这个量（$<log B_{lc}>$ = 1.75）相比，几乎高出三个数量级。旋转能量损失（$<log \dfrac{dE}{dt}>$ = 35.24）也比正常脉冲星的相应值高出三个数量级。在X射线光度和转动能损失之间有很强的相关性。在光柱处探测到了X射线亮度与磁场的关系。结果表明，非热X射线辐射是在磁层外围产生的，是由同步辐射机制引起的。我们发现射电、X射线和γ射线范围内的光度之间存在正相关关系。这种相关性使我们有可能在其中一个范围内进行有目的的搜索，如果它们在另一个范围内辐射的话。
2018-08-21 astro-ph.HE
Braking Index of Isolated Pulsars II: A novel two-dipole model of pulsar magnetism
磁偶极辐射（MDR）模型是目前解释脉冲星辐射的最好方法。然而，观测到的辐射的最特征的参数，制动指数n $_{\rm obs}$显示偏差的所有八个最好的研究孤立的恒星，从简单的模型预测n $_{\rm dip}$ = 3。该指数取决于旋转频率及其一阶和二阶时间导数，但也取决于磁偶极矩和倾角以及脉冲星的转动惯量在时间上恒定的假设。在最近的一篇论文[Phys. Rev. D 91，063007（2015）]中，我们得出结论，转动惯量仅随频率变化不能解释观察到的制动指数。最近Lyne等人提出了蟹状星云脉冲星的磁偶极矩以每100年0.6 $^{\circ}$/$\dotα$/$\sim$/$^{\circ}$/100年的速率从自转轴向外迁移的可能观测证据。本文探讨了具有恒定转动惯量和磁偶极矩但倾角可变$α$的MDR模型。我们首先讨论的影响的变化$α$上观察到的制动指数，并显示他们都可以理解。但是，未提供$α$变化的原因解释。在讨论了磁源后，我们提出了一个简单的机制，在$α$的变化的基础上的玩具模型，其中磁结构在磁源的磁结构由两个相互作用的偶极子。我们表明，这样的系统可以解释螃蟹的观察和测量的制动指数。
2016-08-03 astro-ph.HE
On the high energy pulsar population detected by Fermi
大面积望远镜（LAT），费米的主要仪器，提供了一个新的观点，当地的高能脉冲星人口。除了确定大部分明亮的不明银河EGRET源的脉冲星起源外，LAT结果还提供了一个很好的机会来研究大量的高能EGRET源。它们的物理性质的相关性，如光度与旋转能量损失率的趋势，有助于确定伽马射线脉冲星人口的全球特征。包括光变曲线和光谱特征在内的几条证据表明，最亮的恒星的伽马射线辐射主要来自外磁层。
2009-12-19 astro-ph.HE
Rotational asymmetry of pulsar profiles
本文分析了旋转对快速旋转（毫秒）双星脉冲轮廓形状的影响。共转有两个相反的效应：1）通过像差和延迟（AR）使尾侧（TS）的焦散增强，其将发射挤压到更窄的相位间隔中; 2）由关于偶极轴的曲率辐射的不对称性引起的TS的减弱。在惯性观测器的框架（IOF）中的电子轨迹的曲率半径的分析，使这两种效果被认为是在一起。我们证明，对于偶极磁场线TS存在一个“焦散相”，超过该相就不能观察到发射。该阶段对应于IOF轨迹的零（或最小）曲率和发射的最大聚束。S形PA曲线中的偏振角（PA）的最大梯度也与曲率最小值相关联，并且发生在完全相同的相位处。轨道曲率相对于偶极轴的不对称性影响曲率发射率和对产生的效率，这表明在焦散相的最小值。在固定的高度范围内的发射，如预期的毫秒双星，导致广泛的领先配置文件和尖锐的峰值与TS上的截止相位。我们将我们的结果应用于5 ms脉冲星J1012+5307的主脉冲。
2009-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent magnetic relaxation in pulsar wind nebulae
我们提出了一个脉冲星风星云中磁能量耗散的模型。为了评估某些天体物理瞬变可能是由“毫秒磁星”的自旋下降提供动力的可能性，需要更好地理解这一过程。“例子包括超亮超新星、伽马射线暴和预期的电磁对应物，以引力波探测到双星中子星合并。我们的模型利用湍流磁弛豫理论的最新进展，指定一个耗散封闭的固定磁流体动力学（MHD）风方程，产生预测的整个星云的磁能量耗散率。同步加速器损失的处理自洽。为了证明该模型的有效性，我们表明，它可以重现蟹状星云的许多功能，包括其膨胀速度，辐射效率，峰值光子能量，和平均磁场强度。不像理想的MHD模型的螃蟹（导致所谓的西格玛问题），我们的模型占从超弱磁化等离子体流的过渡，并为相关的加热相对论电子。我们将讨论如何预测加热率可能被用来改善脉冲星风星云的粒子传输和加速模型。我们还讨论了蟹状星云的伽马射线耀斑的影响，并指出潜在的修改调用毫秒磁星自旋下降的天体物理瞬态模型。
2016-12-07 astro-ph.HE
General relativistic calculation of magnetic field and Power loss for a misaligned pulsar
在这项研究中，我们将脉冲星模型化为一个广义相对论的斜转子，斜转子是一个旋转变形的中子星，它的自转轴和磁轴倾斜一个角度。倾斜旋转体向下旋转，通过磁极失去旋转能量。假设磁场是偶极的;然而，由于未对准，恒星具有非零的方位角分量。对于无力条件，磁场感应出电场。磁场随失准的增加而减小，沿恒星赤道面最小。相反，电场最初几乎保持恒定，但在高失准角处迅速减小。星表面的电荷分离与牛顿计算定性相似。我们发现，无论是对齐或正交的旋转器，这与牛顿计算，其中的功率损耗随着失调角的增加而增加的广义相对论旋转器的功率损耗是最小的。
2021-11-29 astro-ph.HE
Evidence for crust cooling in the transiently accreting 11-Hz X-ray pulsar in the globular cluster Terzan 5
瞬态吸积中子星壳的瞬时加热和随后的冷却携带着关于其结构和各种核反应过程的独特信息。我们报告了一个新的钱德拉主任的任意时间观测的球状星团泰山5，旨在监测瞬态吸积11赫兹X射线脉冲星IGR J 17480 -2446停止后，其最近的10周长的吸积爆发。在观测期间，进行了约125天的静止，源显示的热谱，适合中子星大气模型与观测者在无穷远的kT~92 eV的温度。这比大约75天前发现的低10%，但比最近爆发前测量的静止基准面高20%。这可以解释为吸积加热的中子星地壳的冷却，并意味着地壳冷却后，短期吸积插曲是可观察到的。与中子星热演化模拟的比较表明，大量的热量必须在中子星内部的浅深度释放，这是不占在目前的核加热模型。
2011-11-04 astro-ph.HE
