MAGIC observations on Pulsar Wind Nebulae around high spin-down power Fermi-LAT pulsars
脉冲星风星云（PWNe）代表了我们银河系中数量最多的TeV源。这些源，其中一些发射甚高能量（VHE）伽马射线，被认为与年轻和充满活力的恒星有关，这些恒星为高磁化星云（几个$μ$ G到几百个$μ$ G）提供动力。在这种情况下，粒子在膨胀到脉冲星周围的过程中，或者在风与周围介质碰撞产生的冲击中，被加速到VHE。这些高能恒星可以通过费米-LAT探测器的观测来追踪。MAGIC协作组已经对高自旋下功率费米双星周围的PWNe进行了深入的观测。我们研究的背景下，已经知道的TeV PWNe的PWN功能。我们在这里介绍了三个选定的PWNe完成的分析：PSR J 0631 +1036，PSR J1954+2838和PSR J1958+2845。
2017-09-06 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
Impact of electron spectra on morphology of pulsar halos at ultra-high energies
本文指出高能电子谱形状会塑造脉冲星晕的超高能γ射线形态，导致电子谱与扩散系数能量依赖性之间的简并，并强调在利用此类观测推导扩散系数时必须考虑电子谱。
2024-07-16 astro-ph.HE
On the Magnetic Fields of Ultraluminous X-ray Pulsars
到目前为止，已经发现了相当多的超铝X射线（ULX）天体。在这项工作中，我们构建了一个超爱丁顿，磁吸积盘模型来估计偶极磁场的8个ULX星系的基础上，他们观察到的自旋上的变化和光度。我们得到了偶极磁场解的两个分支。它们分布在分别对应于低和高$B$溶液的$B\sim (0.16-64.5)\times 10^{10}\,{\rm G}$和$\sim (0.275-79.0)\times 10^{13}\,{\rm G}$范围内。低磁场解对应于中子星远离自旋平衡的状态，而高磁场解则接近自旋平衡。在Be型ULX双星中导出的超强磁场意味着Be型ULX双星中的吸积模式可能比持久ULX双星中的吸积模式更复杂，并且可能不能用磁化吸积盘模型来解释。我们建议，吸积器和螺旋桨制度之间的过渡可以用来区分低和高$B$磁场的解决方案，除了检测的回旋共振散射功能。
2021-03-30 astro-ph.HE
Sensitivity of new detection method for ultra-low frequency gravitational waves with pulsar spin-down rate statistics
Yonemaru et al.（2016）提出了一种新的超低频引力波（GW）探测方法，其频率远低于脉冲星定时阵列（PTA）的观测范围。在PTA分析中，超低频GWs（$\lesssim 10^{-10}$ Hz）在观测时间跨度内线性演化，被脉冲星自旋下降速率吸收，因为两者对脉冲到达时间具有相同的影响。因此，这样的GW不能通过传统的PTA方法检测到。然而，观测到的自旋下降率的偏差取决于脉冲星和GW源的相对方向，并显示在天空中的四极图案。因此，如果我们根据在天空中的位置来划分恒星，并观察自旋下降速率的统计差异，则可以检测到来自单个源的超低频GW。在本文中，我们评估的潜力，这种方法的蒙特卡罗模拟和估计的灵敏度，只考虑“地球项”，而“脉冲星项”的行为就像GW频率$10^{-13}-10^{-10}$ Hz的随机噪声。我们发现，与3,000毫秒的射电星，这是预计将发现的未来调查与平方公里阵列，GW的振幅的导数约为$3 \times 10^{-19}~\rm{s}^{-1}$原则上可以检测到。最后给出了Sgr ${}^*$和M87中可能存在的超大质量双星黑洞的意义。
2018-04-17 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
Detailed study of detection method for ultra-low-frequency gravitational waves with pulsar spin-down rate statistics
Yonemaru等人（2016）提出了一种新的超低频（$f_{\rm GW} \lesssim 10^{-10}~{\rm Hz}$）引力波（GW）探测方法，该方法远低于脉冲星定时阵列（PTA）的范围。该方法利用了毫秒脉冲（MSP）的自旋下降速率的统计特性，并在Yonemaru等人（2018）中评估了灵敏度。在此基础上，采用忽略脉冲星项和MSP空间均匀分布等简化假设，估计了GW振幅对时间导数的敏感性为$10^{-19}~{\rm s}^{-1}$，与GW的方向、极化和频率无关。本文在前人分析的基础上，进行了真实的模拟，以更合理地评估灵敏度。我们采用银河系三维脉冲星分布模型，并考虑了脉冲星项。结果，我们得到预期的灵敏度作为一个函数的方向，极化和频率的GW。对GW频率的依赖性是特别显著的，并且与先前的估计相比，对于$< 10^{-12}~{\rm Hz}$，灵敏度变差了几个数量级。
2019-02-13 astro-ph.HE
The persistent shift in spin-down rate following the largest Crab pulsar glitch rules out external torque variations due to starquakes
本研究通过分析蟹状星云脉冲星2017年大耀变后1710天的射电数据，发现自转减慢率持续增加，排除了星震引起外部力矩变化的假说，并提出超流性内部机制作为解释。
2025-03-31 astro-ph.HE
On ultra-high energy cosmic ray acceleration at the termination shock of young pulsar winds
脉冲星风星云（PWNe）是自然界中杰出的加速器，因为它们将电子加速到辐射反应极限。受此观察的启发，本文探讨了年轻的脉冲星风星云在脉冲星风的终止激波处将离子加速到超高能量的可能性。我们在这里考虑强大的PWNe，由出生时具有$\sim\,$毫秒周期的光子提供能量。假设这样的质子星存在，至少在中子星诞生后的几年内，并且它们将离子注入风中，我们发现，对于基准旋转周期$P\,\sim\,1\,$ msec和脉冲星磁场$B_{\star}\,\sim\,10^{13}\,$ G，质子可以被加速到Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止量级的能量，这意味着基准风光度$L_{\rm p}\,\sim\,10^{45}\,$ erg/s和自旋下降时间$t_{\rm sd}\,\sim 3\times 10^7\,$ s。主要的限制因素是由星云中的同步加速器损失和终止激波的大小决定的;因此，具有$Z\geq 1$的离子可能会被加速到更高的能量。我们推导出一个由源区相互作用产生的相关中微子通量。对于质子占主导地位的组合物，我们的最大通量略低于IceCube-86的5年灵敏度，高于Askaryan射电阵列的3年灵敏度。因此，它可能在未来十年内被探测到，这取决于这些毫秒脉冲星风星云对超高能宇宙射线通量的确切贡献水平。
2015-08-31 astro-ph.HE
On the variable timing behavior of PSR B0540-69: an almost excellent example to study pulsar braking mechanism
PSR B 0540 -69在其持续状态下具有制动指数测量值：n=2.129 \pm 0.012。最近，据报道，它的自旋下降状态发生了变化：自旋下降速率突然增加了36%。结合持续状态制动指数测量和不同的自旋下降状态，PSR B 0540 -69在约束脉冲星自旋下降模型方面比间歇性脉冲星更强大。脉冲星风模型被用来解释PSR B 0540 -69的变时行为。PSR B 0540 -69的持续状态制动指数是磁偶极子辐射和粒子风的综合效应。粒子密度实时反映了磁层的活动，并可能是导致自旋下降行为变化的原因。对应于PSR B 0540 -69的自旋下降速率增加36%，在真空间隙模型中颗粒密度的相对增加为88%。模型计算出新状态下的制动指数为n=1.79。PSR B 0540 -69在新的自旋下降状态下的未来制动指数观测将非常有力地区分不同的脉冲星自旋下降模型和不同的粒子加速模型。PSR J1846-0258的可变定时行为在脉冲星风模型中也是可以理解的。
2015-12-05 astro-ph.HE
On the Spin-Down of Intermittent Pulsars
脉冲星的磁层被认为充满了等离子体，等离子体供应的变化可以影响脉冲星的发射特性和自旋下降速率。最近发现的一些“间歇性”的收音机在两种不同的状态之间切换：一种是“开”的收音机大声的状态，另一种是“关”的收音机安静的状态。两种状态下的自旋下降速率相差一个很大的因子$\sim 1.5-2.5$，这在当前模型的上下文中不容易理解。在这封信中，我们提出了自洽的数值解的“开”和“关”状态的间歇脉冲星磁层。我们将“开”状态模拟为一个近乎理想的无力磁层，并提供丰富的磁层等离子体。在"关闭"状态下无线电发射的缺乏与等离子体供应中断相关联，这导致开放场线上的等离子体密度较低。我们的模型的"关闭"状态使用近真空条件下的开放的场线和近理想的力自由条件下的封闭的场线，等离子体可以保持被困，即使在没有对生产。在"关闭"状态的封闭区中的等离子体的环形平流导致自旋下降，这是$\sim 2$的一个因素高于真空值，我们自然地得到一个范围之间的"开"和"关"状态，$\sim 1.2-2.9$，这对应于一个可能的范围的脉冲星倾角$30{-}90^\circ$的自旋下降比。我们认为我们的模型的影响，一些知之甚少，但可能相关的脉冲星现象，包括零，定时噪声，旋转无线电瞬变。
2012-01-10 astro-ph.HE
Anti-glitches in the Ultraluminous Accreting Pulsar NGC 300 ULX-1 Observed with NICER
我们提出的证据，三个自旋下降故障（或“反故障”）的超铝吸积X射线脉冲星NGC 300 ULX-1的定时观测与中子星内部成分探测器（NICER）。我们的时序分析揭示了三个突然自旋下降事件的幅度$Δν= -23, -30,$和$-43 \,μ$ Hz（分数幅度$Δν/ν= -4.4, -5.5,$和$-7.7 \times 10^{-4}$）。我们通过前两个毛刺确定了完全相位相干的定时解决方案，这使我们对它们的检测具有很高的信心，而第三个候选毛刺则不太安全。它们的大小（符号相反）比任何已知的射电脉冲星故障都要大。这可能是由于脉冲星长时间的快速自旋，导致恒星的超流和非超流成分之间的角动量突然转移。我们没有发现任何证据的轮廓或光谱变化的时代的毛刺，支持的结论是，这些是由于相同的过程中正常脉冲星毛刺，但在相反的。
2019-05-28 astro-ph.HE
Comptonization of cosmic microwave background by cold ultra-relativistic electron-positron pulsar wind and origin of ~100 GeV lines
以前，[1207.0458]提出了费米/LAT [1205.4700]在银河系中心区域观察到的~100 GeV的窄伽马射线线状特征的天体物理解释。[1207.0458]的模型是基于冷的超相对论正负电子脉冲星风对外部紫外线/X射线辐射的逆康普顿散射。我们指出，超宽的~30 MeV分量应来自于宇宙微波背景辐射的康普顿化。我们估计这个组件的主要参数，并表明，它可以检测到MeV的望远镜，如CGRO/COMPTEL。CGRO/COMPTEL未确认源GRO J1823-12的位置接近超过105-120 GeV的发射（[1205.4700]的Reg.1），可以解释为支持~100 GeV狭窄特征的天体物理模型的论据。
2015-09-07 astro-ph.HE
VLT observations of Fermi pulsars
费米发现的许多高能伽马射线源是光学后续研究的有希望的候选者。本文介绍了利用VLT对两个类船帆费米双星PSR J1357-6429和PSR J1048-5832进行的首次深光学观测结果。然而，它们分别未被检测到低至V~27和V~27.6（3西格玛）。这些上限表明，将自旋下降功率转换为光学光度的效率分别为<7 x10 d-7和<6x 10 d-6，低于蟹状星云脉冲星，并且可能与这两颗蟹状星云脉冲星的自旋下降年龄更相容。
2011-10-24 astro-ph.HE
Luminosity of radio pulsar and its new emission death line
我们研究了脉冲星射电光度（$L$），发射效率（射电光度与自旋下降功率之比$\dot{E}$）和磁场（B）-自旋周期（P）图中的死亡线，发现脉冲星射电光度与自旋下降功率的关系（$L-\dot{E}$）非常弱，示为$L\sim\dot{E}^{0.06}$，其推导出发射效率与自旋下降功率之间的等效逆相关性为$ξ\sim \dot{E}^{-0.94}$。此外，我们还研究了毫秒双星和正常双星的射电光度分布，发现在相似的自旋下降功率下，毫秒双星的射电光度比正常双星低一个数量级。对脉冲星射电通量的分析表明，这种相关性不是由于选择性效应，而是脉冲星射电辐射物理所固有的。它们的射电辐射可能受不同的辐射机制所支配。目前观测到的射电星在B-P图中的截止现象通常被称为“脉冲星死亡线”，它对应于$\dot{E}\approx 10^{30}$ erg/s，由Ruderman和Sutherland提出的脉冲星极冠模型中电子加速隙的截止电压得到。在观测上，这条死亡线可以由实际观测到的脉冲星通量$S\approx $ 1 mJy和1 kpc距离，以及最大射电发射效率1%来推断。目前，FAST望远镜实际观测到的脉冲星通量可达0.01mJy，这将导致脉冲星自旋下降功率的观测极限低至$\dot{E}\approx 10^28$ erg/s。这意味着新的死亡线向下移动了两个数量级，可以称之为“观测极限线”，相应地，脉…
2020-07-02 astro-ph.HE
Arecibo Pulsar Beam Geometry at Lower Frequencies Radio Pulsar Beam Geometry Down to the 100-MHz Band: 76 Additional Sources Within the Arecibo Sky
本文分析了阿雷西博天空中76颗B星的辐射束结构。大多数这些对象都包括在古尔德和莱恩和LOFAR高波段调查，从而补充我们的其他作品处理这些人口的各个部分。这包括了另一组在阿雷西博天空中研究得很好的类星体，我们在这里与Olszanski等人的研究类似，并扩展了我们在两次调查中研究所有类星体的总体努力。这些分析是基于阿雷西博望远镜在327 MHz和1.4 GHz的观测结果。使用LOFAR或Pushchino射电天文台在低至100 MHz的频率下观测到许多，以及使用长波阵列在较低频率下观测到一些。这项工作使用阿雷西博观测作为解释低频剖面和发射束几何形状的基础。我们试图建立定量的几何发射束模型使用的核心/双锥拓扑结构，同时审查以前的研究和以前的分类这些来源的论据的证据。除了两颗外，所有这些努力都取得了成功，并且在一些物体中发现了有趣的新子脉冲调制模式。我们解释的阿雷西博脉冲星人口的背景下，整个人口的“B”类星体。
2022-10-19 astro-ph.HE
Radio luminosity of GLEAM-X J162759.5-523504.3: does it really exceed the spin-down power of the pulsar?
最近发现的射电脉冲星GLEAM-X J162759.5-523504.3具有极长的自旋周期，据报道其射电光度超过脉冲星自旋下降功率的数量级。在这封信中，我们严格计算的无线电光度的来源考虑到依赖的脉冲星发射锥的开口角的自旋周期，然后对自旋参数和观测频率。我们还修改了先前报道的自旋下降功率的值。我们的分析是基于两个幂律指数以及一个单一的幂律指数的光谱数据的描述。即使脉冲星的张角被视为与频率无关的参数，与通常的假设一致，这个参数的周期依赖性意味着相对较小的张角，因此射电光度远低于自旋下降功率。虽然我们估计更高的无线电光度在物理上更合理的情况下，一个频率依赖的开口角，自旋下降的权力再次不超过最高可能的无线电光度。因此，GLEAM-X J162759.5-523504.3的射电效率不能用于支持磁星假说。
2022-05-18 astro-ph.HE
On the detectability of ultra-compact binary pulsar systems
使用神经网络，我们集成的能力，占多普勒拖尾由于脉冲星的轨道运动与脉冲星人口合成包\psrpoppy \发展精确的建模所观察到的脉冲星人口。作为第一个应用程序，我们表明，二进制中子星系统的两个组件具有高度不等的质量，平均而言，更容易检测比系统的质量对称。然后，我们调查人口的超紧凑（$1.5 \, {\rm min} \leq P_{\rm b} \leq 15\,\rm min$）中子星-白矮星（NS-WD）和双中子星（DNS）系统，这是有前途的来源激光干涉仪空间天线引力波探测器。鉴于迄今为止在无线电勘测中没有检测到这些系统，我们估计银河系中分别向地球发射的超紧凑NS-WD和DNS系统的置信度上限为$\sim$ 1450和$\sim$ 1100。我们还表明，使用调查积分时间在20~s到200~s的范围内与时域rescue将最大化的信噪比，以及这些超紧凑的双星系统的检测概率。在所有大尺度射电脉冲星巡天中，目前正在阿雷西博射电望远镜上进行的巡天，在未来几年内，使用当前的积分时间，$\sim$有$\sim$ 50- 80%的机会探测到至少一个这样的系统，使用最佳积分时间，$\sim$有$\sim$ 80- 95%的机会探测到至少一个这样的系统。
2020-10-08 astro-ph.HE
On the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar M82 X-2
超亮X射线脉冲星M82 X-2的发现引起了人们对吸积中子星性质的热烈讨论。在以往的研究中，中子星的磁场是根据标准的薄磁化吸积盘模型，从观测到的自旋上升/下降速率导出的。然而，在超爱丁顿吸积下，吸积盘的内部变得几何厚。在这项工作中，我们考虑了来自中子星的辐射反馈和厚盘中的亚开普勒旋转，并计算了测量的自旋变化率的磁矩-质量吸积率关系。我们发现导出的中子星偶极磁场依赖于所采用的最大吸积率，但可能是$\lesssim 10^{13}$ G。预测的吸积率变化可以用来测试所提出的模型与观测比较。
2017-04-01 astro-ph.HE
Spin-down rate of the transitional millisecond pulsar PSR J1023+0038 in the optical band with Aqueye+
我们使用2018年1月至2020年1月之间的观测数据对过渡毫秒脉冲星PSR J1023+0038进行了时序分析，该观测数据使用安装在Asiago的1.82 m哥白尼望远镜上的高时间分辨率光子计数器Aqueye+。我们报告的第一次测量的时间解决方案和PSR J1023+0038的频率导数完全基于光学数据。脉冲星的自旋下降速率为$(-2.53 \pm 0.04) \times 10^{-15}$ Hz $^2$，比2013-2016年X射线观测测量的慢$\sim$ 20%，比旋转动力状态下无线电波段测量的快$\sim$ 5%。
2020-07-20 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
Understanding the coexistence of spin-up and spin-down behaviors in long period X-ray pulsars
假设长周期X射线中子星中存在风馈吸积磁星，计算了中子星的自转演化。我们的计算考虑了磁星中磁场衰减的影响。结果表明，风馈吸积磁星可以演化为自旋周期远大于1000 s的长周期X射线磁星。当年轻的X射线双星系统进入平衡期时，在类4U 2206+54源中观察到的自旋下降趋势是可以预料的。详细的计算表明，它的自旋下降可能会受到吸积与流出或吸积的同时，自旋下降。由于磁星内的磁场衰减，在质量吸积速率不变的情况下，风吸积磁星的平衡周期将逐渐减小。对于2S0114 +65，由磁场衰减引起的自旋上升速率比观测值小一个数量级。2S0114 +65的上旋速率可能归因于风吸积过程中瞬态盘的形成。最慢的X射线脉冲星AX J1910.7+0917将是4U 2206+54和2S 0114+65之间的链接源。
2019-12-09 astro-ph.HE
On the potential of bright, young pulsars to power ultra-high gamma-ray sources
最近发现的一种新的超高能伽马射线源的光谱超过100 TeV，揭示了银河PeVatrons的存在-宇宙射线工厂将粒子加速到PeV能量。除了与蟹状星云有关的一个外，这些来源还没有被确定。在1度或更大的范围内，它们中的大多数包含几个潜在的对应物，包括超新星遗迹，年轻的星团和脉冲星风星云（PWNe），它们可以作为PeVatron，从而为周围的扩散超高能伽马射线结构提供动力。在PWNe的情况下，伽马射线是由在脉冲星风终止冲击中加速的电子通过2.7 K CMB辐射的逆康普顿散射产生的。脉冲星旋转能量到相对论电子的高转换效率，加上短的冷却时间尺度，使伽马射线的亮度达到$L_γ\sim 0.1 \dot{E}$的水平。脉冲星自旋下降的光度$\dot E$也决定了单个光子的绝对最大能量：$E_{\rm γ~\rm max}\approx 0.9 \dot E_{36}^{0.65}~~\rm{PeV}$。这个基本约束占主导地位的年轻PWNe与典型的磁场的$\approx$ 100 $μ$ G与$\dot{E} \lesssim 10^{37}\ \rm erg/s$的电子同步能量损失的条件。我们讨论了$E_{\rm γ~\rm max}$的影响，通过比较它与LHAASO报告的最高能量的光子从十几个超高能源。只要发射的PWN源是可能的，我们使用LHAASO测量星云磁场的上限。
2022-04-20 astro-ph.HE
Tight constraint on photon mass from pulsar spindown
脉冲星是磁化旋转的致密物体。它们由于磁偶极子辐射和风辐射而自旋下降。如果光子具有非零质量，则自旋下降速率将小于零质量情况。我们表明，一个上限的光子质量，即$m_γ\lesssim h/Pc^2$，可能会被放置，如果一个脉冲星周期$P$被观察到自旋下降。最近发现了一颗白矮星- M矮星双星--天蝎座AR，它具有脉冲宽带辐射。WD的自旋下降光度可以舒适地为来自系统的非热辐射提供动力。将我们的结果应用于具有$P=117~\rm{s}$的WD脉冲星，我们得到了一个严格的光子质量上限，介于$m_γ<6.3\times10^{-50}~\rm{g}$假设真空偶极自旋下降和$m_γ<9.6\times10^{-50}~\rm{g}$假设由于充分发展的脉冲星风而自旋下降之间。
2017-05-23 astro-ph.HE
Study on the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar RX J0209.6-7427
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）
研究超亮X射线脉冲星RX J0209.6-7427的磁场及自转周期演化，发现其磁场在2.4-4×10¹³G范围内，推测其未来可能成为毫秒脉冲星。
2025-07-21 astro-ph.HE
X-ray Measurement of the Spin-Down of Calvera: a Radio- and Gamma-ray-Quiet Pulsar
我们通过比较2009年XMM-牛顿发现数据与2013年新的钱德拉定时观测，测量了59 ms X射线脉冲星Calvera的自旋下降。其周期导数为P-dot =（3.19+/-0.08）e-15，对应于下旋光度E-dot = 6.1e35 erg/s，特征年龄τ c = P/2 P-dot = 2.9e5 yr，表面偶极磁场强度Bs = 4.4e11 G。这些数值排除了一颗轻度再循环的脉冲星，但卡尔韦拉可能是一颗孤立的中心致密天体（反磁星），其磁场最初被超新星碎片掩埋，现在重新出现并接近正常强度。我们还在>100 MeV费米光子的成像和计时中对来自Calvera的高能伽马射线进行了不成功的搜索。尽管与卡尔韦拉的距离在数量级上是不确定的，但从X射线光谱推断出的d < 2 kpc的上限意味着伽马射线的光度极限< 3.3e32 erg/s，这比任何类似E点的脉冲星都要小。Calvera与PSR J1740+1000有一些共同的性质，PSR J1740+1000是一颗年轻的射电脉冲星，我们通过它缺乏自行来证明它是在银河系盘面之外诞生的。作为一颗充满活力的高银河纬度脉冲星，Calvera在无线电和伽马射线中都未被发现到微弱的极限，这应该会对脉冲星磁层中的粒子加速和光束模式的模型产生有趣的限制。
2013-10-24 astro-ph.HE
The brightening of the pulsar wind nebula of PSR B0540--69 after its spin-down rate transition
一般认为，孤立的脉冲星主要通过由电子、正电子和可能的坡印廷通量\cite{Pacini1973,Rees1974,Kennel1984}组成的相对论风来失去其旋转能量。当它膨胀时，这种风可能最终会被激波终止，在激波中粒子可以被加速到X射线同步辐射的能量，并且通常可以在年轻的高能脉冲星\cite{Pacini1973,Rees1974,Kennel1984}周围检测到脉冲星风星云（PWN）。然而，这些物理过程的性质和/或能量仍然非常不确定，主要是因为它们通常不能以时间分辨的方式进行研究。在这里，我们表明，年轻的脉冲星PSR B 0540 - 69周围的X射线PWN逐渐变亮，达到32 $\pm8\%$的平均以前的流量，突然自旋下降率（$\dotν$）过渡（SRT）后，由$\sim36\%$ \在2011年12月，这与传统的脉冲星毛刺\cite{Marshall2015}有很大不同的属性。没有证据表明脉冲X射线发射有任何变化。我们的结论是，SRT的结果从脉冲星磁层的突然变化，增加了脉冲星风功率，因此PWN X射线发射。PWN的X射线光变曲线表明$397\pm374$ 1的颗粒的平均寿命为天，对应于PWN中$0.78_{-0.28}^{+4.50}$ 1的磁场强度，mG。
2019-09-10 astro-ph.HE
Imprint of magnetic obliquity in apparent spin-down of radio pulsars
通过比较近正交与近对准脉冲星的自转减慢率，验证了磁倾斜对自转减慢的预测，并给出制动指数约束。
2023-05-16 astro-ph.HE
Torque reversals and pulse profile of the pulsar 4U 1626-67
我们回顾了独特的吸积动力的X射线脉冲星4U 1626-67在过去40年来，因为它的发现脉冲轮廓的演变。这颗脉冲星表现出两个不同的稳定自旋上升时期，中间被一个稳定的自旋下降时期分开，持续了大约18年。在目前的工作中，使用数据从不同的天文台活跃在每个阶段的自旋和自旋下降，我们建立了一个明确的吸积扭矩作用于这个脉冲星和它的脉冲轮廓之间的相关性。能量分辨的脉冲轮廓是相同的，在两个自旋向上的时代和相当不同的自旋向下的时代，特别是在低能量带。这种相关性，以及已知的强准周期振荡（QPO）的特征，只存在于自旋下降时代，明确建立了两种不同的吸积模式到中子星上，产生不同的脉冲轮廓，其中只有一个产生QPO。
2014-01-13 astro-ph.HE
Constraints on ultra-low-frequency gravitational waves with statistics of pulsar spin-down rates II: Mann-Whitney U test
本文从毫秒级恒星的自旋下降率的空间分布出发，研究了亚纳赫兹频率（$10^{-11}$ Hz $\lesssim f_{\rm GW} \lesssim 10^{-9}$ Hz）的引力波。正如我们在Yonemaru et al. 2018中提出的那样，来自单个源的引力波会导致观测到的脉冲星自旋下降率的偏差，这取决于源和脉冲星之间的相对方向。为了改善我们以前的工作（Kumamoto et al. 2019）中获得的引力波振幅时间导数的约束，我们采用了一种更复杂的统计方法，称为Mann-Whitney U检验。将我们的方法应用于ATNF脉冲星目录，我们首先发现当前的数据集与天空中任何方向的GW信号都是一致的。然后，我们估计我们的方法的有效角分辨率为$(66~{\rm deg})^2$通过研究的概率分布的测试统计量。最后，我们研究了来自银河系中心和M87的引力波信号，并将模拟数据集与真实脉冲星数据进行比较，我们获得了银河系中心的$\dot{h}_{\rm GC} < 8.9 \times 10^{-19} {\rm s}^{-1}$和M87的$\dot{h}_{\rm M87} < 3.3 \times 10^{-19} {\rm s}^{-1}$的时间导数上界，它们分别比Kumamoto等人2019年获得的强7倍和25倍。
2020-07-08 astro-ph.HE
Exploring the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar NGC 4631 X-8
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚玻塔观测科学研究所）
研究NGC 4631 X-8的磁场和自转周期演化，发现其磁场在0.3-7×10¹⁴G范围内，推测其可能在数百万年后成为磁场约10⁹G的毫秒脉冲星，揭示ULXP的演化特征及毫秒脉冲星形成路径。
2026-04-20 astro-ph.HE
Pulsar polarimetry with the Parkes Ultra-Wideband receiver
脉冲星的射电辐射及其偏振随频率的变化而变化。这种频率依赖性是发射机制和无线电波束结构的关键。利用帕克斯射电望远镜上的新超宽带接收器（UWL），我们首次能够观察脉冲星轮廓如何在700-4000 MHz的宽连续带宽上演变。我们在这里描述了一种技术，用于处理宽带偏振观测，以建立一个有意义的对齐和可视化的数据在整个频带。我们将其应用于PSR J1056-6258和J1359-6038的观测，这些观测是由于以前未解决的关于其发射频率演变的问题而选择的。我们的技术的应用表明，它是可能的，以调整的偏振位置角（PA）在一个很宽的频率范围内时，仅限于应用色散和法拉第旋转的校正这样做。然而，这并不对应于这两个源的对齐的强度分布。我们发现，它是可能的，这些失调转换成排放高度范围的估计是一致的出版和模拟值，这表明它们可以归因于磁层中的相对论效应。我们讨论了这项工作的无线电波束结构的背景下，准备更广泛的研究脉冲星发射宽带偏振数据。
2020-06-08 astro-ph.HE
On the Contribution of Unresolved Pulsars to the Ultra-high-energy Galactic Diffuse Gamma-Ray Emission
本研究基于ATNF与LHAASO星表数据，提出数据驱动方法估算未分辨脉冲星风云与TeV晕对超高能河内弥散伽马射线的贡献，明确几十TeV以上该辐射并非由未分辨脉冲星源主导。
2024-11-01 astro-ph.HE
Spin-Down Measurement of PSR J1813-1749: The Energetic Pulsar Powering HESS J1813-178
利用Chandra和XMM-Newton获得了G12.82-0.02/HESS J1813-178中44.7ms脉冲星的两个新的X射线计时观测结果，以确定其精确的自旋下降速率。PSR J1813-1749的周期导数为dP/dt = 1.265E-13，是银河系中第三大能量最高的脉冲星，自旋光度为dE/dt = 5.6E37 erg/s。缺乏脉冲探测深无线电搜索从绿岸望远镜，并在伽马射线从费米，报告。考虑到PSR J1813-1749/G12.82-0.02的X射线柱密度很大，N（H）= 10.E22 cm^-2，超过了与它相关的d = 4.8 kpc的年轻星团的视消光A（V）= 9.1，我们重新考虑了它的距离，虽然这个距离可能更大，但现有的数据并没有进一步限制它。PSR J1813-1749/G12.82-0.02在所有波段的小辐射输出在银河系盘的任何距离都不会超过它的自旋下降功率。
2012-06-11 astro-ph.HE
Instability in supernova fallback disks and its effect on the formation of ultra long period pulsars
针对超长周期脉冲星起源不明的问题，本研究模拟带超新星回落盘的磁星演化，发现盘内热黏滞不稳定性显著影响其形成，且多数此类脉冲星为近对齐或正交自转体，仍需额外机制解释其射电辐射。
2024-10-08 astro-ph.HE
A Pedagogical Review of the Vacuum Retarded Dipole Model of Pulsar Spin Down
脉冲星是快速旋转的高磁化中子星。观察到它们的自旋周期随时间而减小。这个过程的早期分析模型是Deutsch（1955）的真空延迟偶极子（VRD）。这个模型假设了一个理想化的恒星，它发现旋转能量被电磁场辐射出去。这个模型已经被更现实的数值模拟所取代，这些模拟解释了中子星的非真空环境。然而，VRD仍然提供了一个合理的近似值，是一个有用的限制情况，可以提供一些定性的理解。我们提供了详细的推导自旋下降和相关的电磁场方程的VRD解决方案。我们还纠正了Deutsch（1955）所用的一般场方程和边界条件中的印刷错误。
2022-08-18 astro-ph.HE
A growing braking index and spin-down swings for the pulsar PSR B0540-69
本研究分析脉冲星PSR B0540-69的自转演化，发现其2011年剧变后制动指数单调上升并稳定在约1.1，且2023年的自转不规则更符合持续约65天的瞬时减慢摆动模型，为脉冲星自转减慢机制研究提供了新观测约束。
2024-09-16 astro-ph.HE
Pulsar spin-down: the glitch-dominated rotation of PSR J0537-6910
年轻、快速旋转的X射线脉冲星J0537 - 6910显示出极端的故障活动，每100天就会有大的自旋中断其减速旋转。我们提出了近13年的时间从这个脉冲星的数据，获得与{\it罗西X射线定时探测器}。我们发现了22个新的故障，并对完整数据跨度中检测到的所有45个故障进行了一致的分析。我们的研究结果证实了先前报道的毛刺自旋大小和下一个毛刺的时间之间的强相关性，这种关系到目前为止还没有在任何其他脉冲星中观察到。自旋演变主要受毛刺和毛刺后恢复的影响，毛刺以每年约3.5次的速度发生，毛刺后恢复在整个毛刺间间隔中占主导地位。这种独特的行为提供了宝贵的见解的物理故障。观测结果可以用一个多组分模型来解释，该模型解释了中子星地壳和内核中中子超流体的动力学。我们限制了导致自旋上升的部分的转动惯量，并忽略了差异旋转，限制了它与地壳的速度差。相反，它的快速下降之间的毛刺，自旋下降率增加了13年，我们发现长期制动指数$n_{\rm l}=-1.22(4)$，唯一的负制动指数看到一个年轻的脉冲星。我们简要地讨论了这一结果的合理解释，这是在形成鲜明对比的脉冲星自旋下降的标准模型的预测。
2017-09-18 astro-ph.HE
Pulsar polarization: a broad-band population view with the Parkes Ultra-Wideband receiver
传统的脉冲星射电辐射图像只能从表面上捕捉到脉冲星群体的射电偏振特性。我们研究了271个年轻射电望远镜的宽带偏振，特别是圆偏振，使用高质量的观测与Murriyang，Parkes射电望远镜上的超宽带低接收器。我们试图封装偏振行为的人口规模定义广泛的类别频率和相位相关的偏振演化，研究这些分类的共同出现，并将它们与平均偏振测量和自旋下降能量（$\dot{E}$）。这项工作表明，从旋转矢量模型（RVM）的线性偏振位置角（PA）的偏差是链接到圆偏振功能的存在和频率的偏振演化。极化分数、圆极化贡献和轮廓复杂度都随着$\dot{E}$在整个群体中的变化而变化，其中高$\dot{E}$的轮廓是简单的和高度线性极化的。极化分数和圆形贡献之间的关系也被认为是演变，使得高度极化的配置文件显示较少的变化，圆形贡献与频率比不太强烈的极化配置文件。这种演变在整个人群和各个来源的频率上都可以看到。了解脉冲星射电极化需要详细研究单个来源和集体了解人口水平的趋势。对于前者，我们提供了他们的相位和频率分辨偏振参数的可视化。对于后者，我们强调了包括圆偏振和$\dot{E}$的影响的重要性。
2023-01-13 astro-ph.HE
Signs of magnetic accretion in young Be/X-ray pulsar SXP 1062
本文讨论了新发现的年轻Be/X射线长周期脉冲星SXP 1062中中子星的自旋行为。观测到这颗恒星的自转周期为1062 s，自转速率为~ - 2.6 \times 10^{-12} Hz s^{-1}。我表明，所有的传统吸积的情况下遇到的主要困难解释的脉冲星的快速自旋下降。然而，这些困难可以避免磁吸积的情况下，中子星被假定为从磁化风吸积。只要中子星表面磁场为B_* ~ 4 \times 10^{13} G，脉冲星的自旋降速就可以在这种情况下得到解释。我证明了这种情况下脉冲星的年龄在（2-4）\times 10^4年的范围内，这与观测结果是一致的。简要讨论了脉冲星的自旋演化。
2012-05-27 astro-ph.HE
Spin-down age: the key to magnetic field decay
研究了自旋下降年龄的性质。基于均匀磁场衰减规律的假设，本文提出了一种新的方法，使我们能够揭示磁场衰减规律。该方法适用于以下选择：从ATNF星表中选择隔离的非毫秒级的天线。选择中的脉冲星的自旋年龄从4 \cdot 10 ^4到2 \cdot 10 ^6年。为了避免观测选择，我们只考虑距离太阳小于10 kpc的双星。对于这种选择，我们恢复均匀磁场衰减规律。看起来磁场从4 \cdot 10 ^4到3.5 \cdot 10 ^5年衰减了三次。该函数用修正的幂律近似。我们还估计了银河系中的恒星诞生率，发现它应该是每世纪2.9个恒星。
2012-04-16 astro-ph.HE
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。
2016-06-26 astro-ph.HE
Discovery of the Optical/Ultraviolet/Gamma-ray Counterpart to the Eclipsing Millisecond Pulsar J1816+4510
能量充沛的食毫秒脉冲星J1816+4510是最近在绿岸望远镜的低频无线电调查中发现的。它的轨道周期为8.7小时，伴星的最小质量为0.16兆太阳，似乎属于一类越来越重要的恒星，它们正在烧蚀它们的低质量伴星。我们报告发现的伽马射线对应的脉冲星，并提出了一个可能的光学/紫外对应以及。使用无线电星历，我们检测到未分类的伽马射线源2FGL J1816.5+4511的脉动，这意味着在将脉冲星的自旋下降光度转换为伽马射线并将PSR J1816+4510添加到费米检测到的大量毫秒脉冲星中的效率约为25%。通过位置重合（<0.1”）和不寻常的颜色识别可能的光学/UV对应物。假设它是伴星，R=18.27+/-0.03等，有效温度> 15，000 K，它将是低质量脉冲星伴星中最亮和最热的，并且与其他食脉冲星系统有质的不同。特别是，目前的数据表明，它比大多数白矮星的质量大两倍，但比它的洛希瓣小四倍。我们讨论了它的高温和奇怪的大小的可能原因，并认为它最近经历了一个暴力的质量损失事件。不管起源如何，它的亮度和相对不重要的辐射使它成为一个理想的目标，因此中子星的质量，测定。
2012-05-16 astro-ph.HE
Ultra-luminous X-ray pulsars as sources of TeV neutrinos
本研究通过数值模拟发现，极亮X射线脉冲星（ULX）中子星磁层内质子碰撞可产生数十TeV的强中微子，并利用IceCube数据推导了Swift J0243.6+6124的中微子流量上限，为未来观测建立新基准。
2025-08-14 astro-ph.HE
The 1997 Event in the Crab Pulsar in X-rays
1997年10月，蟹状星云脉冲星的无线电脉冲出现异常延迟。这是由两个射电天文台报道的，它们都解释了这种依赖于频率和时间变化的延迟是由于蟹状星云中电离层的折射效应。两个研究小组还注意到，奇怪而令人困惑的是，与频率相关延迟同时发生的是，蟹状星云脉冲星也经历了不寻常的减速，他们认为这与蟹状星云无关，而是蟹状星云脉冲星固有的，导致了与频率无关的额外延迟。然而，现在看来，其中一个小组将与频率无关的延迟也归因于折射效应。这项工作的目的是验证是否至少有一部分的频率无关的延迟确实是由于固有的慢蟹脉冲星。蟹状星云脉冲星1997年10月事件的时间分析是在X射线中进行的，X射线不受影响无线电波的折射和衍射效应的延迟;在X射线中，只有固有的减速才能对任何观测到的延迟做出贡献。使用了主要来自RXTE卫星上的主成分分析仪的数据，以及来自BeppoSAX卫星上的PDS仪器的少量数据。使用在射频下获得的非常精确的参考定时模式对X射线数据进行分析，强烈支持固有减慢假设。使用从有限的X射线数据中自洽导出的参考时序模型进行分析，其不太准确，对于上述两个假设并不完全明确，但为内在减慢假设提供了合理的支持。在1997年10月的事件中，频率独立延迟的一个重要部分确实是由于蟹状星云脉冲星的固有减速。
2016-01-09 astro-ph.HE
Ultralight Dark Matter Statistics for Pulsar Timing Detection
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Florida（佛罗里达大学）
本文提出了一种用于脉冲星定时检测超轻暗物质的统计方法，推导了度量波动的二点函数并探讨其应用。
2025-11-21 astro-ph.HE hep-ph
Spin-Down of the Long-Period Accreting Pulsar 4U 2206+54
4U 2206+54是一颗高质量的X射线双星，被怀疑含有一颗中子星，该中子星是由它的伴星BD +53 2790的风吸积而来。Reig等人最近在RXTE和INTEGRAL观测中都探测到了5560 s周期的脉动，他们得出结论，这是由于中子星的自旋造成的。我们目前的意见与朱雀是同时期的RXTE观察这个来源。我们发现在5554 +/- 9秒的周期与他们的结果一致的强脉动。我们还提出了一个重新分析的BeppoSAX观测4U 2206+54在1998年，其中我们发现在5420 +/- 28秒的周期强脉动，揭示了自旋下降的趋势，在这个长周期吸积脉冲星。对这些数据的分析表明，该系统中的中子星是一颗吸积动力磁星。
2009-08-27 astro-ph.HE
A binary origin of ultra-long period radio pulsars
本文提出超长周期脉冲星的双星演化模型，通过大质量伴星星风吸积致中子星自旋减慢及伴星超新星爆发瓦解双星系统，解释了长周期射电暂现源的形成通道，并估算银河系内形成率约为 $10^{-6}$ $\rm yr^{-1}$。
2025-07-01 astro-ph.HE
General relativistic radiation magnetohydrodynamics simulations of supercritical accretion onto magnetized neutron star; -modeling of ultra luminous x-ray pulsars
通过2.5维广义相对论辐射磁流体动力学模拟，我们证明了超临界吸积到非旋转，磁化中子星，其中偶极子场的磁场强度是$10^{10}$ G的恒星表面。我们发现超临界吸积流由吸积柱和截断吸积盘两部分组成。超临界吸积盘，出现在远离中子星的地方，在$\sim 3R_*$ cm附近被截断（$R_*=10^6$ cm是中子星的半径），在那里通过偶极磁场的磁压与盘的辐射压平衡。圆盘在截断半径附近的角动量通过偶极场的磁矩有效地向内传输，诱导中子星的自旋。估算的自旋上升速率$\sim -10^{-11}$ s s $^{-1}$与最近对超亮X射线天体的观测结果是一致的。在截断半径范围内，气体沿着偶极场落在中子星上，导致在南北半球上形成吸积柱。柱的净吸积率和光度分别为$\sim 66L_{\rm Edd}/c^2$和$\lesssim 10L_{\rm Edd}$，其中$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度，c是光速。我们的模拟支持一个假设，即超发光的X射线天体是由磁化中子星的超临界吸积提供动力的。
2017-07-26 astro-ph.HE
Bayesian sensitivity of binary pulsars to ultra-light dark matter
本文提出两步贝叶斯方法，半解析计算双脉冲星对所有质量超轻暗物质的灵敏度并合并多双星观测，发现下一代射电设施在约10^-21 eV质量范围内可超越太阳系约束。
2024-02-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Ups & Downs of Accreting X-Ray Pulsars: Decade-long observations with the Fermi Gamma-Ray Burst Monitor
本文回顾了费米伽玛射线空间望远镜上的全天伽马射线暴监测器（GBM）对吸积X射线天体10多年的连续监测。我们的工作包括从2008年8月GBM运营开始到2019年11月的数据。用GBM观测到39个吸积双星在$10-50\,$ keV能量范围内的脉动。GBM吸积脉冲星计划（GAPP）对每个吸积脉冲星进行数据简化和分析，并公开提供脉冲频率和脉冲通量的历史。我们详细研究了GBM观测到的持久和瞬态X射线星的自旋历史、爆发和力矩行为。每个源的自旋周期的演变进行了分析的背景下，盘吸积和准球形沉降吸积驱动的扭矩模型。还分析了GBM任务寿命期间的长期脉冲频率历史，并将其与先前BATSE全天空监测任务中的脉冲频率历史进行比较，揭示了一些分析源中以前未注意到的事件（例如2S 1845-024中的扭矩反转）。我们获得新的，或更新已知的，轨道解三个来源。我们的研究结果表明，GBM作为一个很好的仪器监测吸积X射线天体的能力和重要的科学贡献，这一领域。
2020-06-17 astro-ph.HE
Is Calvera a Gamma-ray Pulsar?
1 RXS J141256.0+792204（“Calvera”）最初在ROSAT全天巡天中被选为中子星（NS）候选星，在一对XMM-牛顿观测中被发现是一颗59毫秒的X射线脉冲星（Zane等人，2011年）。令人惊讶的是，他们声称在费米伽马射线数据中检测到这颗脉冲星不需要周期导数，严重限制了它的偶极磁场强度，自旋下降光度和距离。这意味着Calvera的冷却年龄比其特征性的自旋下降年龄要年轻得多。如果是这样的话，它可能是一颗轻度回收的脉冲星，或者是第一颗“孤儿”中心致密天体（CCO）。在这里，我们表明，公布的费米星历未能对齐的脉冲相位的两个X射线观测彼此，这表明费米探测几乎肯定是虚假的。对额外费米数据的分析也没有证实伽马射线的探测。这使得卡尔韦拉的自旋下降速率受到较少的限制，并且它在NS家族中的位置不确定。它仍然可能是一颗正常的脉冲星，一颗轻度回收的脉冲星，或者一颗孤儿CCO。
2011-06-10 astro-ph.HE
Electromagnetic spin down of a transient accreting millisecond pulsar during quiescence
利用瞬态吸积毫秒双星IGR J 00291 +5934、XTE J1751-305、SAX J1808.4-3658和Swift J1756.9-2508在静止状态下测量的自旋下降率，在假设标准磁偶极制动的情况下，估算了这些天体的磁矩。它表明，这种方法会导致高估，如果剩余吸积的量是足够的扭曲磁层远离一个力的配置，通过磁层质量加载或破碎，使杠杆臂的制动扭矩迁移内的光缸。我们推导了另一个自旋下降公式，并计算了该公式适用的剩余吸积率。作为演示，我们应用另一种自旋下降公式来产生上述四个对象的更新的磁矩估计。我们注意到，根据目前对静态吸积率的不确定观测，这四个天体的磁层质量负荷和破碎既没有明确表明，也没有排除。由于静态吸积率不是直接测量的（只设置上限），因此在没有更多数据的情况下，不可能确信是否达到了磁层质量负荷或破碎的阈值。
2015-12-27 astro-ph.HE
Ultra-high energy cosmic rays from white dwarf pulsars and the Hillas criterion
超高能宇宙射线（$E\gtrsim10^{19}$ eV）的来源在天体粒子物理学中仍然是一个悬而未决的问题，在过去的几年里，人们做了一些努力来了解它的起源。在这项工作中，我们认为白矮星类星体（WDP）作为这些超高能粒子的可能来源。如果把软伽玛重复星（SGR）和反常X射线脉冲星（AXP）看作是白矮星，这些源可以在白矮星表面产生很大的电磁势，并有可能将粒子加速到接近光速，能量为$E \sim 10^{20-21}$ eV。结果表明，新的恒星表面磁场尺度和SGR/AXP的大小与最近发现的AR Sorpii和AE Aquarii白矮星一起在Hillas图中得到了很好的描述，被描述为磁星的SGR/AXP远高于Hillas线，并且对于正常的中子星磁星来说，可能会超出Hillas线。
2017-05-08 astro-ph.HE hep-th
