On the Magnetic Field of Pulsars with Realistic Neutron Stars Configurations
我们最近发展了一个中子星模型，在静态和匀速旋转的情况下，满足全局而非局部电荷中性。该模型由耦合的Einstein-Maxwell-Thomas- Fermi（EMTF）方程描述，其中所有的基本相互作用都在广义相对论和相对论平均场理论的框架下考虑。根据Hartle的形式主义，引入了均匀旋转。我们表明，使用的现实参数的旋转中子星获得的自洽轴对称广义相对论平衡方程的数值积分导致的值的磁场和辐射效率的中子星非常不同的基准参数的基础上的估计假设中子星质量，M = 1.4 Msun，半径R = 10公里，和转动惯量，I = 10^45 g cm ^2。此外，我们比较和对比的磁场推断从传统的牛顿旋转磁偶极子模型相对于从其广义相对论模拟，其中考虑到有限大小的源的效果。我们将这些考虑应用到特定的高磁场磁源类，并表明，事实上，所有这些源可以被描述为正则磁源驱动的旋转能量的中子星，并与磁场低于量子临界场的任何值的中子星质量。
2014-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Improving the spin-down limits of the continuous gravitational waves emitted from rotating triaxial pulsars
本文利用公开软件包GalDynPsr更实际地估计动力学效应，为237颗LVK定向搜索脉冲星计算了更准确的内禀自旋频率导数，从而改进了其连续引力波自旋减速极限，并有助于提高已知脉冲星连续引力波搜索的灵敏度。
2023-10-09 astro-ph.HE gr-qc
A Fundamental Plane for Gamma-Ray Pulsars
我们表明，$γ$射线脉冲星观测，即，它们的总$γ$射线光度$L_γ$、光谱截止能量$ε_{\rm cut}$、恒星表面磁场$B_{\star}$和自旋下降功率$\dot{\mathcal{E}}$服从$L_γ=f(ε_{\rm cut},B_{\star},\dot{\mathcal{E}})$形式的关系，该关系表示它们的4D对数空间中的3D平面。通过对第二个费米脉冲星星表中88颗脉冲星数据的拟合，我们证明了这种关系是脉冲星基平面（FP）的关系$L_γ\propto ε_{\rm cut}^{1.18\pm 0.24}B_{\star}^{0.17\pm 0.05}\dot{\mathcal{E}}^{0.41\pm 0.08}$。我们发现，所观察到的FP是非常接近的理论关系$L_γ\propto ε_{\rm cut}^{4/3}B_{\star}^{1/6}\dot{\mathcal{E}}^{5/12}$得到假设脉冲星$γ$射线发射是由于曲率辐射粒子加速在脉冲星赤道电流片外面的光柱。有趣的是，FP似乎与同步辐射发射不相容。对应的FP的散射是$\sim 0.35$ dex，只能部分地由观测误差解释，而其余的可能是由于倾角和观测者角度的变化。我们还预测，年轻和毫秒双星的$ε_{\rm cut}\propto \dot{\mathcal{E}}^{7/16}$都趋向于低$\dot{…
2019-08-24 astro-ph.HE
Realistic Modeling of the Pulse Profile of PSR J0737-3039A
双脉冲星PSR J $0737$ $-$ $3039$ A/B是一个独特的系统，其中两颗中子星都被探测为射电双星。如Ferdman等人所示，没有证据表明A脉冲星的脉冲轮廓演化，脉冲星的几何形状与双极圆形射电束模型很好地拟合。假设一个更现实的极冠模型与真空延迟偶极磁层配置，包括特殊的相对论效应，我们创建合成的脉冲轮廓A给定的最佳拟合几何形状从简单的圆形梁模型。通过拟合合成的脉冲轮廓从脉冲星A观察到的，我们约束的无线电波束的几何形状，即半开角和发射高度，$30^\circ$和$10$中子星半径，分别。结合PSR J $0737$ $-$ $3039$ A/B的观测约束，我们能够构造双脉冲星的全三维轨道几何。在当前时期，两颗脉冲星（$Δ_S$）的自旋轴之间的相对角度估计为（$138^\circ \pm 5^\circ$），并且可能会保持恒定，直到潮汐相互作用在合并时的$\sim$ $85$ Myr中变得重要。
2014-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bayesian $\mathcal{F}$-statistic-based parameter estimation of continuous gravitational waves from known pulsars
本文提出基于 $\mathcal{F}$-统计量的贝叶斯方法估计已知脉冲星连续引力波振幅参数，通过对 $ϕ_0$ 解析边缘化避免信号简并，并在 PSR J1526-2744 上得到与频率学派方法相当的引力波振幅上限。
2024-05-02 astro-ph.HE gr-qc
Realistic assessment of a single gravitational wave source localization taking into account precise pulsar distances with pulsar timing arrays
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Kumamoto University（熊本大学）
本研究探讨了利用精确脉冲星距离信息提升单个引力波源定位精度的方法，通过模拟验证了SKA时代高精度距离测量对定位效果的提升。
2026-01-09 astro-ph.HE gr-qc
Stability of a realistic astrophysical pulsar and its mass-radius relation in higher-order curvature gravity
本文在 $\mathcal{R}+f(\mathcal{G})$ 高阶曲率引力框架下研究质量大于1.8倍太阳质量的真实脉冲星，利用 $f(\mathcal{G})=α_1\mathcal{G}^2$ 获得各向异性流体球解析解，并结合致密因子分析其稳定性及质量-半径关系。
2024-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Neutron stars in $f(\mathtt{R,L_m})$ gravity with realistic equations of state: joint-constrains with GW170817, massive pulsars, and the PSR J0030+0451 mass-radius from ${\it NICER}$ data
在这篇工作中，我们研究了中子星（NS）在$f(\mathtt{R,L_m})$引力理论的情况下$f(\mathtt{R,L_m}) = \mathtt{R} + \mathtt{L_m} + σ\mathtt{R}\mathtt{L_m}$，其中$\mathtt{R}$是里奇标量和$\mathtt{L_m}$拉格朗日物质密度。在术语$σ\mathtt{R}\mathtt{L_m}$中，$σ$表示引力场和粒子场之间的耦合。首次在理论上求解流体静力平衡方程，考虑到现实的状态方程和NS质量和半径得到的联合约束，从大质量的恒星，引力波事件GW 170817和PSR J0030+0451质量半径从美国宇航局的中子星内部成分探测器（${\it NICER}$）的数据。结果表明，在这个引力理论中，质量半径结果可以容纳质量极大的类星体，而广义相对论则很难做到这一点，并且该理论还可以解释在$1.4~M_{\odot}$附近质量的GW170817和PSR J0030+0451观测所限制的半径区域内观测到的NS。
2021-11-18 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Fermi Gamma-Ray Pulsars: Understanding the High-Energy Emission from Dissipative Magnetospheres
基于费米观测数据，我们揭示了耗散脉冲星磁层模型的宏观电导率$(σ)$对相应的自旋下降率$\dot{\mathcal{E}}$的依赖性的有意义的限制。我们的模型是FIDO（内部无力，外部耗散）模型的改进，其耗散区域被限制在光柱外的赤道电流片上。考虑到所观测到的所有费米夸克的截止能量，并假设a）相应的$γ-$射线脉冲发射是由于辐射反应极限区的曲率辐射，b）这种发射是在光柱附近的赤道电流片处产生的，我们证明了\emph{Fermi}数据提供了关于相应的加速电场分量的清晰指示。\emph{Fermi}截止能量和模型能量之间的直接比较表明，对于高$\dot{\mathcal{E}}$值，$σ$随$\dot{\mathcal{E}}$增加，而对于低值，$σ$饱和。该比较还表明，相应的间隙宽度向低$\dot{\mathcal{E}}$值增加。假设发射粒子的Goldreich-Julian通量，我们计算总的$γ-$射线光度$(L_γ)$。费米$L_γ$ -值和模型值对$\dot{\mathcal{E}}$的依赖性之间的比较表明，发射粒子多重性随着$\dot{\mathcal{E}}$的增加而增加。我们的建模指导下的\emph{Fermi} -数据单独，增强了我们的理解背后的脉冲星磁层的高能发射的物理机制。
2017-05-07 astro-ph.HE
Confront $f(R,T)=\mathcal{R}+βT$ modified gravity with the massive pulsar PSR J0740+6620
本文在 $f(\mathcal{R},\mathbb{T})=\mathcal{R}+β\mathbb{T}$ 修改引力框架下求解各向异性中子星平衡结构，并利用 PSR J0740+6620 的质量与半径观测约束参数 $β_1\le0.1$。
2023-08-15 astro-ph.HE gr-qc
Modeling Pulsar Gamma-Ray Light Curves Using Realistic Magnetospheric Geometries
来自脉冲星的伽马射线辐射被认为来自脉冲星外磁层的加速区域。因此，光变曲线的形状对磁层的磁几何细节很敏感。在这项工作中，我们展示了第一次计算的光变曲线从更现实的无力场的框架下，传统的排放模型。我们比较了常用的真空偶极磁场和新的无力场的γ射线发射特性。我们讨论了极冠形状和像差效应对光变曲线的影响以及天空图上焦散线的形成。对于无力场，如果发射区位于电流片外部的薄层中，则双峰脉冲轮廓最好地再现，并且峰值主要来自光柱附近的区域。传统的两极焦散模型一般可以产生四个峰，而传统的外隙模型通常只能产生一个峰。这些结果将有助于解释费米望远镜的观测。
2009-11-01 astro-ph.HE
Ab initio simulations of neutron stars' oblique electrospheres with realistic neutron star parameters
本文开发了Pulsar ARoMa代码，首次用真实中子星参数模拟倾斜电球层，发现其整体结构与对齐无力电球层相似但解不满足无力行为。
2024-02-27 astro-ph.HE
Red noise and evolving signals: a complete frequentist approach to supermassive black hole binary searches with pulsar timing arrays
Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；Leibniz Universität Hannover（汉诺威莱布尼茨大学）；University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯里奥格兰德河谷大学）；IIT Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
针对脉冲星计时阵列中演化超大质量黑洞双星引力波信号，提出广义似然比检验和T统计量，通过半解析最大化与粒子群优化降低维度，实现高效检测。
2026-09-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Modeling gamma-ray light curves with more realistic pulsar magnetospheres
我们研究了耗散脉冲星磁层中的γ射线辐射模式和光变曲线。我们用几何方法和粒子轨道方法产生γ光变曲线。对于几何方法，假设γ射线发射起源于沿最后闭合线的有限宽度层，我们生成的γ射线光变曲线的基础上的均匀发射率沿磁场线的共动框架（CF）。对于粒子轨道法，我们考虑的电导率$σ$的空间分布，假设一个非常高的电导率内的轻圆柱和有限的电导率外的轻圆柱（LC）。假设所有的$γ$射线发射起源于外磁层外的LC，我们产生的伽马射线光变曲线计算现实的粒子轨迹和洛伦兹因子，同时考虑加速电场和曲率辐射损失。此外，我们比较了船帆座脉冲星在$>0.1\, \rm GeV$能量下的光变曲线。结果表明，磁层$σ$值较低的区域更适合于几何方法。然而，磁层内的LC和一个高的$σ$值外的LC的近无力制度是更有利于粒子轨道方法。注意，粒子轨迹方法使用与磁层的磁场自洽的平行电场。我们认为，从粒子轨道法的结果更支持的物理基础。
2019-03-26 astro-ph.HE
3D Kinetic Pulsar Magnetosphere Models: Connecting to Gamma-Ray Observations
我们提出了3D全球动力脉冲星磁层模型，带电粒子的轨迹和相应的电磁场处理自洽。在我们的研究中，我们开发了一个包含辐射反作用力的三维相对论粒子细胞代码。我们描述我们的代码，并讨论相关的技术问题，处理和假设。将粒子注入到磁层中的大距离处，我们应用任意低到高的粒子注入速率，并分别得到从接近磁层延迟偶极子到接近无力解的整个谱。对于高粒子注入速率（接近FF解决方案），显著的加速电场分量仅限于光柱外的赤道电流片附近。一个明智的解释，我们的模型允许粒子发射的计算，从而推导出相应的现实的高能天空图和光谱。利用覆盖费米年轻和毫秒双星的自旋下降功率的整个范围的模型参数，我们将相应的模型$γ$ -射线光变曲线、截止能量和总$γ$ -射线光度与费米观测到的那些进行比较，发现粒子注入速率$\mathcal{F}$对自旋下降功率$\dot{\mathcal{E}}$的依赖性，表明$\mathcal{F}$随着$\dot{\mathcal{E}}$的增加而增加。我们的模型指导费米观测提供的场结构和粒子分布，不仅是相互一致的，但也能够再现广泛的观测到的$γ$ -射线现象的年轻和毫秒双星。
2018-03-15 astro-ph.HE
Charged Anisotropic Pulsar SAX J1748.9-2021 in Non-Riemannian Geometry
本文在 $f(\mathbb{Q}, \mathcal{T})$ 理论下采用 Krori-Barua 度规研究带电各向异性脉冲星 SAX J1748.9-2021 的稳定性，求出场方程精确解并验证其物理性质，结果表明该脉冲星在修正理论下可行且稳定。
2025-05-01 astro-ph.HE gr-qc
The remnant of GW170817: a trapped neutron star with a hypermassive incompressible superfluid core
我们的双度规时空模型的glitching双星被应用到残留的GW 170817。因此，超星系诞生时具有胚胎不可压缩的超导胶子-夸克超流核心（SuSu-matter），嵌入闵可夫斯基时空，而周围的可压缩和耗散介质（CDM）嵌入弯曲时空。当恒星冷却下来时，两个时空之间的平衡被改变，从而引发了观察到的毛刺现象。在此基础上，假设所有的中子星（NS）出生时具有相同的初始质量$M_{NS}(t=0) \approx 1.25\,\mathcal{M}_{\odot},$，我们认为，GW 170817的残余应该是一个相对较暗的NS与超大质量的中央核心构成的SuSu-matter。剩余物的有效质量和半径被预测为$[2.8 \mathcal{M}_{\odot} < \mathcal{M}_{rem} \le 3.351 \mathcal{M}_{\odot}]$和$R_{rem}=10.764$ km，而封闭的SuSu-core的质量为$\mathcal{M}_{core}=1.7 \mathcal{M}_{\odot}.$这里，大约$1/2~ \mathcal{M}_{core}$是由胶子-夸克-等离子体从微观到宏观的相变触发的能量增强。目前残骸的致密性是$α_c = 0.918,$，但预计随着CDM和冷却而增加，使残骸成为不可见的暗能量物体，因此是一个很好的黑洞候选者。
2020-10-15 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Gamma-Ray Light Curves from Pulsar Magnetospheres with Finite Conductivity
利用三维有限电导率脉冲星磁层模型研究了γ射线脉冲星光变曲线的形状。这些模型，涵盖了整个频谱之间的真空和力免费磁层的解决方案，第一次提供映射的GeV发射更现实的，耗散的脉冲星磁层。为此，我们产生模型光变曲线以下两种不同的方法：（a）我们采用的发射模式的槽和外间隙模型的磁场几何形状的磁层具有不同的电导率σ。(b)我们定义了不同σ的磁层中辐射粒子的实际轨迹，计算了它们在磁层电场和曲率辐射反应影响下的洛伦兹因子，并据此计算了辐射强度。由这些处方得到的光变曲线对σ值非常敏感，特别是在第二种方法中。虽然这些结果仍然不自洽，但在理解脉冲星γ辐射的物理学方面向前迈出了一步。
2012-05-25 astro-ph.HE
The origin of isolated millisecond pulsars in non-core-collapsed globular clusters
Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas（巴西物理研究中心）
本文提出动态电离机制解释球状星团中孤立毫秒脉冲星的起源，通过物理模型预测其分数并验证其显著性。
2026-10-14 astro-ph.HE
Testing strengths, limitations and biases of current Pulsar Timing Arrays detection analyses on realistic data
本研究基于模拟的EPTA DR2数据集，系统评估了当前PTA引力波搜索算法在真实数据上的表现，发现模型能有效恢复信号但存在因信号与模板不匹配导致的偏差，并证实了EPTA DR2观测信号与超大质量黑洞双星起源的一致性。
2024-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
High-energy radiation from the pulsar Equatorial Current Sheet
Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；Research Center for Astronomy and Applied Mathematics, Academy of Athens（雅典科学院天文与应用数学研究中心）
本文基于脉冲星磁层中赤道电流层的高能辐射产生机制，提出了一种基于第一性原理的新方法，通过理想力自由解确定电流层形状和外部磁场，并考虑耗散时的额外电场和磁场成分，以生成高能辐射的现实天空图，并与PIC模拟结果进行比较。
2026-05-20 astro-ph.HE
Exploring realistic nanohertz gravitational-wave backgrounds
数以亿计的超大质量黑洞双星预计将有助于在纳赫兹频段的引力波信号。它们的信号通常近似为具有幂律谱的各向同性高斯随机背景，或者近似为对应于最亮二进制的单个源。实际上，信号最好描述为随机背景和单独建模的几个最亮二进制的组合。我们提出了一种方法，使用这种方法来有效地创建现实的脉冲星定时阵列数据集，使用合成目录的二进制的基础上的插图宇宙流体动力学模拟。我们探索了这些现实背景的三种不同性质，这有助于将它们与早期宇宙中形成的背景区分开来：i）它们的特征应变谱; ii）它们的统计各向同性; iii）它们的空间相关性的方差。我们还研究了如何从一个随机背景的混淆噪声的存在影响检测前景的个别二进制文件。我们基于NANOGrav 12.5年数据集扩展到15年的时间跨度，计算了模拟脉冲星计时阵列在不同实现中最亮双星的信噪比。我们发现，$\sim$ 6%的实现产生的系统的信噪比大于5，这表明个别系统可能很快被检测到（分数增加到$\sim$ 41%，在20年）。这些可以被视为对即将到来的NANOGrav 15年数据集的悲观预测，因为它不包括潜在改进的定时解决方案和新添加的卫星的影响。
2022-12-19 astro-ph.HE gr-qc
An Updated Galactic Double Neutron Star Merger Rate Based on Radio Pulsar Populations
按照Pol等人描述的程序，我们更新了银河系双中子星（DNS）合并率，包括新的，高度偏心的DNS系统J0509+3801（林奇等人）。这导致了一个新的银河系DNS合并率为$\mathcal{R}_{\rm MW} = 37^{+24}_{-11}$ Myr $^{-1}$，其中误差代表90%的置信区间。Advanced LIGO的相应DNS合并检测率为$\mathcal{R} = 1.9^{+1.2}_{-0.6} \times \left( D_{\rm r} / 100 \ \rm Mpc \right)^3 \rm yr^{-1},$，其中$D_{\rm r}$为范围距离。使用130 Mpc的LIGO O3距离（Abbott等人），我们预测LIGO在O3灵敏度下每年将探测到3到7次DNS合并。
2020-02-06 astro-ph.HE
Separating deterministic and stochastic gravitational wave signals in realistic pulsar timing array datasets
针对脉冲星计时阵列中GWB与CGW信号易被误判的问题，基于欧洲PTA 24.8年数据集模拟，揭示独立分析的偏差，提出联合搜索方法，实现两类信号无偏恢复，为引力波信号准确解释提供关键支撑。
2024-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Prospects for Constraining the Yukawa Gravity with Pulsars around Sagittarius A*
在银河系中心人马座A*（Sgr A*）的超大质量黑洞（SMBH）周围发现射电双星（PSR），将对引力测试产生重大影响。在本文中，我们预测的Yukawa引力的参数的限制，定时脉冲星周围的Sgr A* 与各种轨道参数。基于一个实际的时间精度的到达时间（TOA），$σ_{\rm TOA}=100\,μ{\rm s}$，在20年的观测中使用了960个TOA，我们的数值模拟表明，当汤川相互作用的范围在$10^{1}$ - $10^{4}\,{\rm AU}$之间变化时，PSR-SMBH系统将改善当前对汤川引力的检验，并且它可以将引力子的质量限制在$m_g \lesssim 10^{-24}\,{\rm eV}/c^2$。
2022-11-12 astro-ph.HE gr-qc
Characterizing Continuous Gravitational Waves from Supermassive Black Hole Binaries in Realistic Pulsar Timing Array Data
本研究通过模拟NANOGrav 15年数据，评估贝叶斯方法探测连续引力波的能力，发现53%的真实双星种群可被探测，但啁啾质量恢复精度有限。
2025-08-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multiple mountains on a pulsar: implications for gravitational waves and the spin-down rate
Institute of Physics, Maria Curie-Sklodowska University（玛丽亚·居里-斯克隆多斯卡大学物理研究所）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究院）
本文研究了脉冲星外壳上多个山峰对引力波发射和自转减缓率的影响，基于布兰-迪克引力理论分析了其物理机制和可能的观测意义。
2025-12-17 astro-ph.HE gr-qc
The Fundamental Plane Relation for Gamma-Ray Pulsars Implied by 4FGL
我们使用最新的4FGL-DR 3星表中的190颗γ射线天体，探讨了最近报道的γ射线天体基本面（FP）关系的有效性。该样本数量是原始研究的两倍多。FP关系包含4个参数，即，自旋下降功率$\dot{\mathcal{E}}$、表面磁场$B_{\star}$、总伽马射线光度$L_γ$和光谱截止能量$ε_{\rm cut}$。$ε_{\rm cut}$的推导是最有趣的，因为$ε_{\rm cut}$依赖于对可用的相位平均光谱的正确解释。我们构建合成的相位平均光谱，由几个现有的相位分辨光谱引导，以发现对应于纯指数截止（加上幂律）光谱形式的最佳拟合截止能量$ε_{\rm c1}$是最佳探测源自耗散区核心的发射的最大截止能量的参数，即，赤道电流片计算190个4FGL双星的这个参数，我们发现得到的FP关系，即伽马射线光度与其他观测量的关系，读作$L_γ=10^{14.3\pm 1.3}(ε_{\rm c1}/{\rm MeV})^{1.39\pm0.17}(B_{\star}/{\rm G})^{0.12\pm 0.03}(\dot{\mathcal{E}}/{\rm erg\;s^{-1}})^{0.39\pm 0.05}{\rm ~erg\;s^{-1}}$ ;这与Kalapotharakos等人（2019）报道的经验关系和曲率辐射的理论预测关系都很好地吻合。最后，我们重新考察了辐射反应限制条…
2022-06-16 astro-ph.HE
Gaia pulsars and where to find them
虽然大多数大质量恒星都有伴星，但大多数伴星似乎是孤立的。从表面上看，这表明大多数大质量双星的分裂是由于超新星爆炸时受到强烈的出生冲击。然而，观测到的双星分数仍然可能受到强烈的选择效应的影响，因为对新发现的双星的监测很少进行足够长的时间，以最终排除多重性。在这里，我们使用第二次盖亚数据发布（DR 2）来搜索1534个旋转动力的恒星的同伴，其位置已知优于0.5角秒。我们发现了22个已知的双头龙，包括一个没有在其他地方报道，和8个新的可能的同伴年轻的双头龙。我们研究这些系统的光度和运动学性质，并提供经验关系，以确定盖亚源与潜在的毫秒脉冲星同伴。我们的研究结果证实，所观察到的多重分数是小的。然而，我们表明，在我们的样本中，低于盖亚和无线电定时灵敏度的双星数量仍然可能显着更高。我们约束的二进制分数的年轻人的二进制属性和当前的灵敏度阈值的现实（保守）的假设下，为$f_{\rm young}^{\rm true}\leq 5.3(8.3)\%$。特别是对于大质量恒星（$\geq 10$ M $_{\odot}$），我们发现$f_{\rm OB}^{\rm true}\leq 3.7\%$为银河系中子星合并率设定了一个独立的上限，$\leq 7.2\times 10^{-4}$年$^{-1}$。正在进行和未来的项目，如CHIME/脉冲星计划，MeerTime，HIRAX和最终的SKA，将在未来显着…
2020-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for pulsars metamorphism and their possible connection to black holes and dark matter in cosmology
脉冲星和中子星的质量通常比太阳大，而黑洞的质谱是无限的，尽管两类黑洞的质量差在2 - 5 $M_\odot$之间，这是显而易见的，但仍然令人费解。基于修正的TOV方程的解，在超核密度的背景下加入一个普适标量场$ϕ$，我们认为中子星必须伴随着胚胎超重子（SB）诞生，SB是通过单个中子在它们的中心合并而形成的。SB的核心由纯不可压缩的超导胶子-夸克超流体（以下简称SuSu-fluids）组成。这种量子流体具有均匀的超核密度，并且由重子物质$P_b = \mathcal{E}_b$和$ϕ-$诱导的暗能量$P_ϕ= -\mathcal{E}_ϕ.$的临界EOS控制。这里的不可压缩性确保粒子在尽可能短的时间尺度上通信，超流性和超导性迫使SB迅速自旋下降，如Onsager-Feynman方程所指示的，而它们的最低能态赋予SB与质子相当的寿命。超长的寿命表明，SuSu-objects的聚集将在几次大爆炸事件中演化，可能形成暗物质晕，将星系嵌入可观测的宇宙中。如果将恒星转化为SuSu-object，预计持续时间为一个Gyr甚至更短，那么它们就会变得非常紧凑并变得不可见。事实证明，最近在量子、恒星和宇宙尺度上的观测都非常支持目前的情况。
2017-10-12 astro-ph.HE
Timing Gravity with Pulsars in the Strong Field
CENTRA, Departamento de Física, Instituto Superior Técnico – IST Universidade de Lisboa – UL（里斯本理工大学高级技术学院物理系中心）；Departamento de Física Fundamental, Universidad de Salamanca（萨拉曼卡大学基础物理系）；Insituto Universitario de Física Fundamental y Matemáticas (IUFFyM), Universidad de Salamanca（萨拉曼卡大学基础物理与数学研究所）
提出一种基于完全相对论光子传播时间计算的脉冲星计时新方法，用于表征银河系中心超大质量黑洞Sgr A*的性质，预测可将质量约束改进至少三个数量级。
2026-09-09 astro-ph.HE gr-qc
The annular gap model under a rotating dipole field approximation: simulating gamma-ray light curve
Guizhou Normal University（贵州师范大学）；Guizhou Provincial Key Laboratory of Radio Astronomy and Data Processing, Guizhou Normal University（贵州师范大学贵州省射电天文与数据处理重点实验室）；Guizhou University（贵州大学）；School of Physics and Electronic Science, Guizhou Normal University（贵州师范大学物理科学与电子科学学院）；Guizhou Radio Astronomical Observatory（贵州射电天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本文基于旋转偶极场近似改进环形间隙模型，通过模拟三个年轻伽马射线脉冲星的光变曲线，揭示其高能辐射特征。
2026-03-25 astro-ph.HE
Pulsar Timing Arrays and Primordial Black Holes from a Supercooled Phase Transition
本研究构建了含过冷相变的现实暗物质模型，可解释脉冲星计时阵列探测到的引力波背景，其相变由非最小引力耦合保障完成且有快速再加热，还能产生原初黑洞。
2024-04-16 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Modeling the Galactic Compact Binary Neutron Star Population and Studying the Double Pulsar System
在这篇论文中，我们估计人口的不同类别的BNS系统是可见的引力波观测站。鉴于在脉冲星射电巡天中没有发现超紧凑型BNS系统，我们将$\sim$ 850和$\sim$ 1100超紧凑型中子星-白矮星和双中子星（DNS）系统的置信度上限分别定为95%。我们表明，在目前所有的射电脉冲星调查中，阿雷西博射电望远镜的射电脉冲星调查最有可能探测到超紧凑的BNS系统。我们还表明，采用调查的积分时间为$t_{\rm int} \sim 1$ ~min将最大限度地提高信噪比，因此，检测超紧凑型BNS系统的概率。同样，我们使用9个观测到的DNS系统的样本来推导银河系DNS合并率为$\mathcal{R}_{\rm MW} = 37^{+24}_{-11}$ ~Myr $^{-1}$，其中误差表示90\%的置信区间。将该比率外推到LIGO的可观测体积，我们得出合并检测率为$\mathcal{R} = 1.9^{+1.2}_{-0.6} \times \left(D_{\rm r}/100 \ \rm Mpc \right)^3 \rm yr^{-1}$，其中$D_{\rm r}$是LIGO的距离。这一比率与LIGO观测到的DNS合并得出的结果一致。最后，我们测量了DNS J 0737 - 3039系统中较老的毫秒脉冲星A的自转方向，发现它相对于轨道自转了100 °。这是第一次直接测量脉冲星的旋转方向，也是对…
2020-08-11 astro-ph.HE
Inclined Pulsar Magnetospheres in General Relativity: Polar Caps for the Dipole, Quadrudipole and Beyond
在脉冲星的正则模型中，旋转能量通过两个电路通过周围的等离子体传输，每个电路都连接到称为“极帽”的小区域上的恒星。“对于偶极磁化的恒星，极帽与磁极重合（因此得名），但一般来说，它们可以出现在任何地方，并采取任何形状。鉴于它们对大多数脉冲星发射模型（从无线电到X射线到风）的至关重要性，我们开发了一种用于确定极冠属性的通用技术。我们考虑一个完全导电的恒星周围的无力磁层，并包括广义相对论的影响。使用相结合的数值分析技术，利用旋转速率作为一个小参数，我们推导出一个通用的分析公式的极帽形状和电荷电流分布的恒星质量，半径，旋转速率，转动惯量，和磁场的函数。我们目前的结果偶极和四偶极场（叠加偶极和四极）相对于旋转轴倾斜。倾斜偶极极冠的结果是第一个包含广义相对论的结果，它们证实了广义相对论在脉冲星问题中的重要作用。四偶极脉冲星说明了薄环形极冠的现象。更一般地说，我们的方法奠定了一个基础，详细的建模脉冲星发射与现实的磁场。
2017-12-31 astro-ph.HE gr-qc
Two types of glitches in a solid quark star model
异常X射线源和软伽马重复源（AXP/SGR）的故障通常伴随着可检测的能量释放，表现为X射线爆发或爆发，而一些异常X射线源（如Vela）的故障释放的能量可以忽略不计。我们发现，这两种类型的毛刺可以自然地对应于两种类型的固体奇怪的恒星的星震。通过应用夸克团星的EoS和一些实际脉冲星的参数，我们可以重现与以前的约束和观测结果相一致的结果。
2015-12-18 astro-ph.HE
Implications of pulsar timing array observations for LISA detections of massive black hole binaries
本研究通过结合PTA数据推断的MBHB合并率与LISA的探测灵敏度，预测了LISA对不同质量范围大质量黑洞双星的探测率上限，揭示了PTA与LISA观测之间的深刻互补性。
2023-08-04 astro-ph.HE gr-qc
Dispersion measure: Confusion, Constants & Clarity
频散测度是射电暴和快速射电暴的重要特征之一。有一个错误的观点，认为DM是一个精确的测量之间的观察者和源的电子柱密度。首先，DM与真正的柱密度不同，它不是洛伦兹不变量。其次，DM还包括来自离子的贡献，并且对中间云中的等离子体的温度敏感。单独地，主要可观测值是色散斜率$\mathcal{D}\equiv Δ{(t)}/Δ{(ν^{-2}})$，其中$t(ν)$是频率处的到达时间$ν$。将$\mathcal{D}$转换为DM需要一个由物理常数和天文常数组成的比例因子。在脉冲星天文学的早期，相关的常数被定义为百万分之一（ppm）。因此，产生了一种固定换算系数的惯例。随着时间的推移，出现了几个这样的惯例--这是造成混乱的原因。与此同时，在过去的几年里，国际单位制已经被重组，秒差距现在被准确地定义。结果，转换因子的当前精度低于十亿分之一--比$\mathcal{D}$的最佳测量误差好许多数量级。我们现在处于一个尴尬的境地，其中主要的“可观察”，DM，具有不正确的缩放因子。为了解决这两个问题，我建议天文学家报告主要测量值$\mathcal{D}$（建议标准化为$10^{15}\,$ Hz），而不是DM。感兴趣的用户可以将$\mathcal{D}$转换为DM，而不需要知道脉冲星计时社区的秘密握手。
2020-07-06 astro-ph.HE
Quark-cluster Stars: the structure
虽然第一颗脉冲星的发现已有40多年的历史，但脉冲星的性质仍存在争议。一般来说，常规中子星和非主流夸克星是描述中子星内部结构的两类模型，前者主要由强子组成，后者是一种特殊的物质，其状态方程应该在夸克而不是强子的水平上理解。为了从理论和观测两个角度建立一个更符合实际的模型，我们推测，类星体可能是由上夸克、下夸克和奇异夸克数目几乎相等的夸克团组成的“夸克团星”。夸克物质的聚集可能是现实致密恒星内部夸克之间强耦合的结果。最轻的夸克团可能是H-二重子，而夸克团也可能是更重的夸克。超核凝聚态本质上与非微扰量子色动力学（QCD）有关，仅通过QCD理论计算很难得到严格的结果，但我们希望天体物理观测能帮助我们得到最终的结果。
2012-01-18 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
Uncertainties of Modeling Gamma-Ray Pulsar Light Curves with Vacuum Dipole Magnetic Field
目前的脉冲星伽玛射线辐射模型使用真空中旋转偶极子的磁场作为充满等离子体的脉冲星磁层形状的第一近似。在本文中，我们重新审视的问题，伽玛射线光变曲线的形成，以确定的“两极焦散”（TPC）和“外间隙”（OG）模型的基础上的真空磁场的鲁棒性。我们指出了一个不一致的文献中使用的相对论性的像差公式，在几个作品中的真空场被视为已知的瞬时共转框架，而不是在实验室的框架。用修正后的公式，我们发现用真空场的TPC模型预测的光变曲线中的峰不那么尖锐。OG模型中峰的锐度受此变化的影响较小，但导致双峰光变曲线的磁倾角和观察几何形状的范围减小。在实际磁层中，由于等离子体效应引起的光柱附近场结构的改变可能会改变极帽的形状和发射区的位置。我们研究了光变曲线对静态和延迟真空偶极场的不同极帽形状的敏感性。特别是，我们认为极冠跟踪的最后一个开放的领域线，并比较它们的圆形极冠。我们发现TPC模型对极帽的形状非常敏感，圆形的极帽可以导致四个发射峰。OG模型受极帽形状的影响较小，但在光柱附近施加真空场时存在较大的不确定性。结果表明，偏离真空场会导致脉冲波形的较大不确定性，在脉冲星高能辐射研究中应采用更符合实际的无力场。
2010-04-11 astro-ph.HE
Selection Effects in Periodic X-ray Data from Maximizing Detection Statistics
中子星内部成分探测器（NICER）记录了关于中子星能量依赖的X射线脉冲轮廓的高质量数据。然而，在寻找脉动的证据时，Guillot等人（2019）引入了一个程序来选择数据的有序子集，以最大化检测统计量（H检验）。我表明，这个过程可以降低后续的分析，使用一个理想化的模型与一个固定的预期计数率从噪声和信号。具体地，数据选择过程将推断的平均计数率偏置得太低，将推断的脉动幅度偏置得太高，并且这些偏置的大小与被拒绝的数据量和真实信号幅度强烈地成比例。该过程还改变了H检验的零分布，从而使标称检测显著性估计过于乐观。虽然理想化的模型并没有捕捉到真实NICER数据的所有复杂性，但它表明这些偏差可能对NICER对J0740+6620和其他微弱恒星的观测很重要（J0030+0451的观测可能受影响较小）。我估计，这些选择效应可能会在光变曲线（如J0740+6620）的推断调制深度中引入平均$\mathcal{O}(10\%)$的偏差，对于较暗的恒星，可能会大到$\mathcal{O}(50\%)$。然而，预计J0740+6620等单个数据集的变化是$-5\%$和$+20\%$之间的变化。这可能意味着J0740+6620半径的下限略大于其应有值，尽管初步调查表明半径约束的变化是真实J0740+6620数据的$\mathcal{O}(1\%)$。
2021-11-08 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
On the Origin of Pulsar and Magnetar Magnetic Fields
为了解决中子星磁场的产生，特别是磁星和射电星之间的二分法，我们考虑从其他天体物理系统推断的发电机的属性。与足够低（修改）Rossby数，对流发电机被称为产生偶极占主导地位的领域，其强度与对流通量的规模，我们认为，这些预期应适用于对流原中子星在核心坍缩超新星的中心。我们分析了一套三维模拟核心崩溃，具有现实的状态方程和完整的中微子运输，在这种情况下。我们所有的祖先模型，从9个太阳质量到25个太阳质量，包括一个初始旋转的模型，都有足够强烈的原中子星对流，如果修正的罗斯比数在临界范围内，就能产生~10^15高斯量级的偶极场。因此，磁星/射电脉冲星的二分法可能部分是由于大质量恒星核心自转速率的分布而自然产生的。
2021-12-19 astro-ph.HE
Pulsar radio emission mechanism II. On the origin of relativistic Langmuir solitons in pulsar plasma
观测表明，来自脉冲星的相干射电辐射是在稠密的脉冲星等离子体中由电荷束的曲率辐射激发的。大量的研究表明这些电荷束是相对论性电荷孤子，它们是具有群速度色散（$G$）、非线性（$q$）和非线性朗道阻尼（$s$）的非线性薛定谔方程（NLSE）的解。稳定孤子的形成主要取决于参数$G, q$和$s$以及粒子分布函数。在这项工作中，我们使用实际的脉冲星等离子体参数获得的观测约束，探索两个代表性的分布函数（DF）的粒子的动量：洛伦兹（长尾）和高斯（短尾）的非线性估计的参数空间。DF的选择决定了$|s/q|$的大小，而$|s/q|$的大小又决定了孤子能否形成。数值模拟结果表明，只有当$|s/q| \lesssim 0.1$值较小时，才能得到良好的孤子，而当$|s/q| \gtrsim 0.5$值较高时，孤子的形成受到抑制.小的值$|s/q| \sim 0.1$很容易获得长尾DF的等离子体温度范围很宽。另一方面，短尾DF提供这些值仅用于一些窄范围的等离子体参数。因此，一个突出的高能量的尾巴在粒子DF有利于孤子形成的等离子体参数范围很广。除了对等离子体，我们还包括一个铁离子成分，并发现它们在修改NLSE系数或有助于电荷分离的贡献可以忽略不计。
2022-08-09 astro-ph.HE
Relating Braking Indices of Young Pulsars to the Dynamics of Superfluid Cores
脉冲星是在明确的时间间隔内发射电磁辐射的恒星。这种脉冲的频率随时间衰减，如由{ \it制动指数}（$n$）量化的。在规范模型$n = 3$中，所有的恒星都是如此，但观测数据显示$n \neq 3$，表明该模型存在局限性。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来研究脉冲星旋转的频率衰减，基于正则的适应。我们认为脉冲星在真空中旋转，并有一个强大的磁场，但不同的正则模型，我们假设它的转动惯量随时间的变化，由于一个均匀变化的位移参数的时间。我们发现，制动指数的结果小于规范值作为一个结果的增加，在明星的位移参数，其变化是足够小，允许合理的物理考虑，可以应用到一个更复杂的模型，在未来的恒星。特别地，这种变化是在旋转超流体中的中子涡旋蠕动的数量级。当应用于脉冲星数据时，我们的模型产生的恒星制动指数接近观测值。将这种方法应用到更复杂的恒星模型中，假设恒星具有超流内部，这是探索它的下一步。我们假设位移参数的缓慢膨胀可能会模拟现实模型中核心超流中子涡旋的运动。
2018-08-13 astro-ph.HE
Modified pulsar current analysis: probing magnetic field evolution
本文用改进的脉冲星电流分析方法研究射电脉冲星中的磁场衰减。在我们的方法中，我们分析的流动，而不是沿着旋转周期轴已在以前的研究中进行，但研究流动的增长方向的特征年龄，$τ=P/(2\dot P)$。我们进行广泛的测试的方法，并发现，在大多数情况下，它是能够发现不可忽略的磁场衰减（超过百分之几十的研究范围内的年龄）在正常的射电望远镜现实的初始属性的中子星。然而，精确测定的磁场衰减时间尺度是不可能的，目前。对于不同的中子星参数初始分布，估计的时间尺度可能相差几倍。此外，初始分布和/或选择效应的一些组合也可以模拟增强的场衰减。我们将我们的方法应用到观测样本的无线电卫星在距离$<10$千pc的特征年龄$8 \times 10^4 < τ< 10^6$年的范围内，根据我们的研究，选择效应最小化。通过分析Parkes Multibeam和Swinburne巡天中的电磁波，我们发现，在这个范围内，电磁场的衰减大约是2倍。随着统计量的增加和对自旋周期和磁场强度的初始分布的更好了解，这种方法可以成为探测中子星中磁场衰变的有力工具。
2014-08-04 astro-ph.HE
