The imprint of pulsar parameters on the morphology of Pulsar Wind Nebulae
年轻的脉冲星风星云（PWN）的形态在很大程度上取决于脉冲星注入的风的性质。我们已经使用了最近的参数化的风从力自由电动力学模拟脉冲星磁层模拟星云不同的脉冲星参数。我们进行了轴对称相对论磁流体动力学模拟，以测试的形态依赖的星云上的脉冲星和脉冲星风的磁化强度上的磁密度。我们比较这些模拟的船帆座和螃蟹PWN的形态。我们发现，当脉冲星的入射角α ~ 45 °，风的磁化强度σ_0 ~ 3.0时，可以定性地再现船帆座的形态。与蟹状星云相似的形态仅在α>~ 45度的低磁化模拟中获得。有趣的是，我们发现开尔文-亥姆霍兹不稳定性产生小规模的脉冲星风的反向冲击下游的不稳定性。
2016-08-03 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
Long-period Pulsars as Possible Outcomes of Supernova Fallback Accretion
在大约半个世纪的时间里，射电脉冲星群被观测到在~0.002- 12 s的范围内旋转，不同的脉冲星类别具有显著不同的旋转周期演化，这取决于它们的磁场或过去的吸积历史。最近对几颗缓慢旋转的脉冲星的探测重新开启了长期存在的精确物理和观测偏差问题，推动了脉冲星种群周期范围的上限。在这项工作中，我们进行了参数研究的自旋周期演化的超新星回落物质相互作用的恒星，特别是看回落吸积盘的情况。根据形成时的初始条件，这种演化可能与典型的偶极自旋下降有很大的不同，从而导致星的自旋周期比同时代的同行更长。通过对脉冲星的自旋周期和诞生时的磁场、初始回退吸积率以及磁场衰减的一般假设，我们发现，在强的类磁星磁场（>10^{14}G）和中等的初始回退吸积率（~10^{22-27} g s^{-1}）的情况下，可以达到很长的自旋周期（> 100 s）。此外，我们还研究了最近发现的两个周期射电源，脉冲星PSR J 0901 -4046（P = 75.9s）和射电瞬变GLEAM-X\，J162759.5 -523504.3（P = 1091 s）。我们的结论是，超新星回落的情况下，可能是一个可行的渠道，以产生人口的长期孤立的恒星，只有最近的观测活动才开始揭开面纱。
2022-07-21 astro-ph.HE
Electron-positron pairs in hot plasma of accretion column in bright X-ray pulsars
由磁化中子星吸积提供能量的X射线星体的光度范围很广，超过几个数量级。最近发现的最亮的X射线天体是脉动超亮X射线源，其吸积光度达到$10^{40}\,{\rm erg\,s^{-1}}$以上，超过爱丁顿值十倍以上。大部分能量释放在吸积中子星的磁极附近的小区域内--在吸积柱中。由于在小体积的吸积柱中释放出极端的能量，明亮的X射线柱是宇宙中最热的地方之一，内部温度可以超过100 keV。在这些条件下，电子-正电子对的产生和湮灭过程可能是有影响的，但在吸积柱的理论模型中基本上被忽略了。在这封信中，我们调查的性质的气体的电子-正电子对的物理条件下典型的吸积柱。我们认为，对创建过程中可以至关重要地影响吸积过程的动力学和吸积柱的内部结构限制其内部温度，降低本地爱丁顿通量和增加气体压力。
2019-05-23 astro-ph.HE
The accretion rate and minimum spin period of accreting pulsars
我们考虑了双星系统中中子星在吸积阶段的旋转、磁性和热演化。一个快速的吸积驱动的磁场衰减大大降低角动量转移的效率。因此，即使吸积时间很长，吸积速率很高，中子星也不可能达到比某个极限值更短的自转周期。该机制可以解释中子星的最短探测周期和最小可能自旋周期之间的差异。
2015-07-13 astro-ph.HE
Tracking hidden magnetospheric fluctuations in accretion-powered pulsars with a Kalman filter
吸积脉冲星中的X射线通量和脉冲周期波动传递了关于盘-磁层相互作用的重要信息。它示出，同时通量和周期测量可以分析与卡尔曼滤波器的基础上的标准磁离心吸积扭矩产生准确的时间依赖性估计的三个隐藏的状态变量，波动随机和不能直接测量：质量吸积率，在磁盘磁层边界的麦克斯韦应力，吸积到恒星表面的辐射效率。推断的波动统计进行影响的物理磁流体不稳定性在磁盘磁层边界和搜索连续的引力辐射低质量的X射线双星。
2022-12-15 astro-ph.HE
Radio Emission from Sgr A*: Pulsar Transits Through the Accretion Disc
辐射效率低的吸积流模型已被证明可以准确地解释从Sgr A* 在X射线制度下到毫米波长的光谱和光度。然而，在几GHz的观测结果不能单独用热电子来解释，而是需要额外的非热粒子群的存在。在这里，我们提出了一个模型，这样的人口在吸积流的起源，通过一个脉冲星轨道的超大质量黑洞在我们的银河系。相对论性脉冲星风与圆盘之间的相互作用导致风中弓形激波的形成。在脉冲星通过吸积盘的过程中，相对论性对在激波前沿被加速，注入吸积盘。这些放射性粒子的寿命很长，在脉冲星凌日之后很长一段时间都留在圆盘中。周期性的脉冲星凌日会导致非热粒子的定期注入。我们表明，对于一个脉冲星与自旋下的亮度$L_{\rm sd} \sim 3\times 10^{35}$ erg的$^{-1}$和风洛伦兹因子$γ_{\rm w} \sim 10^4$的准稳态同步辐射建立与亮度在$1-10$ GHz范围内的观测之一。
2017-01-30 astro-ph.HE
Studying magnetic fields of ultraluminous X-ray pulsars using different accretion torques
超铝X射线（ULX）天体的磁场是理解天体性质和吸积物理的关键参数。然而，这些ULX磁体中的典型磁场值仍处于争论之中。我们使用六种不同的扭矩模型来研究ULX整流器的磁场，以了解导出的磁场如何随不同模型而变化，并确定哪些模型更适合ULX整流器。我们采用了7颗已确认的ULX双星M82 X-2、ULX NGC 7793 P13、ULX NGC 5907、NGC 300 ULX 1、NGC 1313 X-2、M51 ULX-7、Swift J0243.6+6124以及一颗潜在的ULX双星SMC X-3的当前可用周期、周期导数和通量数据。这些ULX磁体的磁场受到两个物理条件的限制：自旋上升过程和接近平衡。我们检查了磁场估计对不同扭矩模型的可能依赖性。计算结果表明，Ghosh & Lamb [1]、Wang [2]、Kluzniak & Rappaport [3]和Campbell [4]的吸积力矩模型更可能支持ULX中子星的磁星模型，而Lovelace、Romanova & Bisnovatyi-Kogan [5]的吸积力矩模型一般能预测正常中子星的磁场。我们的结果结合其他独立的方法的影响进行了讨论，这将有助于我们理解这些ULX双星的性质和旋转行为。
2021-04-19 astro-ph.HE
Pulsar Magnetospheres and Pulsar Winds
令人惊讶的是，脉冲星磁层和脉冲星风研究近50年的年表与我们文明的历史非常相似。使用这个类比，我试图概述在这一领域取得的主要成果。除了我的演讲，粒子加速的可能性，由于在脉冲星磁层的不同过程进行了更详细的讨论。
2016-10-11 astro-ph.HE
Recycled pulsars with multipolar magnetospheres from accretion-induced magnetic burial
许多毫秒中子星被认为是在早期的吸积阶段中旋转起来的老中子星。它们通常具有相对较弱的（$\lesssim 10^{9} \text{ G}$）偶极磁场强度，与吸积引起的磁埋一致。中子星内部成分探测器的最新数据表明，回收脉冲星PSR J 0030 $+$ 0451顶部的热点不是对极的，因此磁场不可能是中心偶极子。在本文中，它表明，多极化是自然预期的埋葬的情况下，因为赤道场线压缩。Grad-Shafranov平衡的构建，以显示如何磁多极矩可以计算的各种属性，如吸积质量和地壳状态方程的量。
2020-10-08 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae Created by Fast-Moving Pulsars
本文综述了由超音速运动恒星产生的脉冲星风星云的多波长特性以及脉冲星运动对脉冲星风星云形貌和周围介质的影响。超音速脉冲星风星云（SPWNe）的特征是脉冲星周围的弓形激波和/或充满激波脉冲星风的彗星尾部。在过去几年中，钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台以及哈勃空间望远镜在深空观测方面取得了重大进展。特别是，这些观测揭示了非常不同的SPWN形态在脉冲星附近，不同的光谱行为的长脉冲星尾巴，令人费解的外流与脉冲星速度不一致的存在，和远紫外弓形冲击。在这里，我们回顾了目前的观测状态，重点是最近的发展及其影响。
2017-08-01 astro-ph.HE
Evidence for Magneto-Levitation Accretion in Long-Period X-ray Pulsars
对观测到的长周期X射线天体的自旋演化的研究挑战了准球形和开普勒盘吸积的假设。结果表明，中子星的磁层半径远小于Alfven半径，吸积物质对中子星的自旋下降力矩大大超过理论预测值.我们表明，这些问题可以避免，如果化石磁场的吸积流本身被纳入吸积模型。在这种情况下，最初的球形流被自己的磁场减速，并转化为非开普勒盘（磁板），其中材料被其固有的磁场限制（“悬浮”），并在扩散时间尺度上缓慢地向恒星移动。在这种磁悬浮吸积的情况下预期的行星参数进行了评估。
2014-01-08 astro-ph.HE
Gamma-ray emission states in the redback millisecond pulsar binary system PSR J1227-4853
在毫秒脉冲星双星系统中，人们期待已久的自转驱动和吸积驱动的非热辐射之间的过渡态，最近在PSR J1023+0038，PSR J1824-2452和PSR J1227-4859三个天体中被观测到。令人惊讶的是，过渡与$γ$ -射线通量的显着变化有关，该变化是吸积盘存在下的几个更高的因素。这种增强发射的起源似乎与吸积盘穿透脉冲星磁层有关。我们提出，辐射过程，旋转动力脉冲星的特点，可以共存的吸积盘的存在下，在脉冲星磁层的内部。在我们的设想中，额外的$γ$射线发射是由次级轻子产生的，起源于加速间隙附近，康普顿将来自吸积盘的热辐射向上散射到GeV能量。吸积盘深入脉冲星的磁层，使物质落在NS表面产生脉冲X射线辐射。我们证明，在具有吸积盘证据的状态下，由初级电子在弯曲过程中产生的旋转动力脉冲星$γ$射线辐射和由次级轻子产生的$γ$射线辐射之和可以解释观测到的来自红背双星脉冲星PSR J 1227 -4853的高能辐射.
2015-05-08 astro-ph.HE
Probing the Accretion Induced Collapse of White Dwarfs in Millisecond Pulsars
本文研究了具有长轨道周期（P_orb > 2 d）分布的毫秒脉冲星（MSP）的祖先星，通过白矮星（WD）的吸积诱导坍缩（AIC）揭示了WD双星与某些MSP双星长轨道的联系。为此，我们提出了一个模型，通过AIC过程中脉冲星的非对称反冲，将双星MSP转变为宽双星和高圆轨道（e < 0.1），这可能表明原中子星的旋转具有相当大的反冲速度。结果显示了冲击波、结合能和质量损失（0.2M_sun）的影响。该模型表明脉冲星系统与AIC候选者相关。
2019-01-02 astro-ph.HE
Accreting magnetars: linking ultraluminous X-ray pulsars and the slow pulsation X-ray pulsars
吸积磁星的可能表现进行了讨论。结果表明，在吸积低磁场磁星的情况下，可以理解四个超亮X射线星体。NGC 300 ULX 1脉冲星可能比其他源具有更高的偶极磁场。对它们的质量吸积率的一般约束证实了它们的超爱丁顿性质。得到了它们的聚束因子的下限。他们似乎没有强烈的光芒。ULX突发状态的占空比也可以受到其定时观测的约束。ULX星系在长期内可能处于吸积平衡状态。在爆发过程中，它们会加速旋转，并从先前的平衡态运行到新的平衡态。最慢的推流X射线脉冲星AX J1910.7+0917可能是一颗质量吸积速率较低的吸积磁星。ULX磁星、慢脉动X射线磁星都可能是吸积速率不同的吸积磁星。总结了吸积磁星的七种可能的特征。
2018-11-02 astro-ph.HE
Modelling the interaction between relativistic and non-relativistic winds in binary pulsar systems: strong magnetization of the pulsar wind
我们提出了一个数值研究的磁化各向异性脉冲星风与环双星环境的碰撞所产生的流的性质。重点研究了高风磁化强度对激波几何结构的影响。这项工作是我们早期研究的延伸，专注于一个纯粹的流体动力学相互作用和弱风磁化。我们考虑碰撞的轴对称近似，即脉冲星的旋转轴被假定为定向沿线之间的脉冲星和光学星。磁化强度的增加导致脉冲星风传播的开口锥扩大。这种效应是在磁化风准直的传统理论的框架内解释的。这一发现对涉及多普勒增强作为PSR B1259-63/LS 2883的费米/LAT探测到的GeV耀斑背后的主要机制的场景有直接的影响。表观辐射的最大增强由$4π$与冲击脉冲星风传播的固体的比值决定。我们的模拟表明，这种增强因子的磁场的影响减少。
2019-11-18 astro-ph.HE
Modelling interaction of relativistic and non-relativistic winds in binary system PSR B1259-63/SS2883 - II. Impact of magnetization and anisotropy of the pulsar wind
本文数值研究了双星系统中磁化各向异性脉冲星风与其周围环境碰撞产生的流的性质。我们将磁场和风各向异性的影响与Bogovalov等人（2008年）详细研究的各向同性风的纯流体动力学（HD）相互作用的基准情况进行了比较。在轴对称近似下考虑相互作用，即假设脉冲星自转轴沿脉冲星和光学星之间的直线，忽略与脉冲星轨道有关的影响。磁场的影响进行了研究的情况下，弱磁化（磁化参数$σ<0.1$），这是与传统的模型的脉冲星风。假设非磁化脉冲星风中的动能通量是强各向异性的，在脉冲星旋转轴上的最小值和在垂直方向上的最大值，与脉冲星风的各向异性的影响进行了建模。我们表明，虽然这两个考虑的影响改变了终止脉冲星风所占据的区域的形状，它们的影响似乎是小的。特别是，对于低于0.1的脉冲星风的磁化，磁场压力保持远低于等离子体压力在冲击后区域。因此，在脉冲星与恒星风环境的相互作用的情况下（与plerions的情况相反，即脉冲星与星际介质的相互作用，当磁场独立于风的磁化变得动态重要时），HD方法代表了数值模拟的可行近似。
2011-07-25 astro-ph.HE
A model for gamma-ray binaries, based on the effect of pair production feedback in shocked pulsar winds
我们分析了伽玛射线双星的模型，包括一个大质量的恒星和脉冲星与超相对论风。我们认为，从高能粒子的辐射，加速在脉冲星风终止冲击，并通过生产的次级电子-正电子对风反馈这种辐射。我们表明，对反馈限制了脉冲星风的洛伦兹因子，并创建了一个人口非常活跃的对，其辐射可能是负责所观察到的伽马射线信号。
2016-06-03 astro-ph.HE
Swinging between rotation and accretion power in a binary millisecond pulsar
我们提出了IGR J18245-2452的发现，这是第一颗被观测到在旋转供电的射电脉冲星状态和吸积供电的X射线脉冲星状态之间摆动的毫秒脉冲星（Papitto et al. 2013，Nature，501，517）。这个过渡源代表了最有说服力的证据，证明了低质量X射线双星中的吸积中子星和射电毫秒双星之间存在着共同的进化联系。它表明，这两种状态之间的摆动发生在相同的时间尺度上的X射线瞬态的光度变化，因此最容易解释的质量流入率的变化。在吸积质量的同时，IGR J18245-2452的X射线发射在从一秒到几小时的时间尺度上变化很大。我们解释了一个状态，其特征在于由较低的通量和脉冲分数，并突然增加的硬度的X射线发射，在发病的磁层离心抑制吸积流。最后，对寻找新的过渡族新成员的前景作了简要的讨论。
2013-10-29 astro-ph.HE
Solution to the Sigma-Problem of Pulsar Wind Nebulae
我们提出的第一个结果的三维相对论磁流体动力学模拟的脉冲星风星云。他们表明，这些星云内部的扭结不稳定性和磁耗散可能是使他们的观测结果与脉冲星风理论相一致的关键过程。特别是，终端冲击的大小，在模拟中获得的，同意非常好的观察，即使是坡印廷主导的脉冲星风。由于磁耗散，模拟星云中的总压力是粒子主导的，并且或多或少是均匀的。虽然在模拟星云的主体中，磁场变得相当随机，接近终止激波，但它由脉冲星风新鲜注入的规则环向场主导。这个领域是负责驱动极地外流，并可能解释在脉冲星风星云中观察到的高极化。
2012-12-06 astro-ph.HE
Gamma Ray Signal from the Pulsar Wind in the Binary Pulsar system PSR B1259-63/LS2883
双星脉冲星系统在脉冲星风终止之前和之后，由于脉冲星风的相对论电子对伴星的光辐射进行康普顿化，从而发射出潜在的可检测的伽马射线。最近对脉冲双星系统PSR B1259-63/LS 2883的光学观测揭示了伴星的辐射特性，与以前的测量结果有很大不同。在本文中，我们研究的影响，这些意见的未受冲击的脉冲星风与恒星光子的相互作用率和相关后果的高能量（HE）和甚高能量（VHE）的伽马射线通量。我们表明，信号应该是足够强的费米接近近星点通过检测，除非脉冲星风是强各向异性或风的洛伦兹因子小于$10^3$或大于$10^5$。光学星的高光度也有两个重要的含义：（i）由于光子-光子对的产生，伽马射线的衰减，以及（ii）未受冲击的风的康普顿阻力。虽然第一种效应对VHE伽马射线的光变曲线有影响，但第二种效应可能会显着减少风终止后可用于粒子加速的能量。
2011-04-01 astro-ph.HE
Pulse phase dependence of emission lines in the X-ray pulsar 4U 1626-67
我们目前的结果，从脉冲相位分辨光谱的复杂的发射线在1千电子伏的独特的吸积动力X射线脉冲星4U 1626-67使用的观测与XMM-牛顿在2003年。在这个来源中，红色和蓝色移动的发射线和线的宽度与钱德拉早期测量表明其吸积盘的起源。吸积盘中产生的谱线的另一个可能的特征可以是谱线强度随脉冲相位的调制。我们发现线通量具有脉冲相位依赖性，使得4U 1626-67成为继Her X-1之后第二颗表现出这种变化的脉冲星。4U 1626-67在0.568 keV处的O~VII谱线的变率比连续谱变率强$\sim$ 4倍，这支持了它们的吸积盘起源。线通量的变化可能是由于脉冲星对吸积盘的可变照明，或者更可能是由于吸积盘中的翘曲结构。本文还讨论了用脉冲相位分辨发射谱进一步诊断4U 1626-67中吸积盘的可能性。
2015-04-23 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
Bow-shock Pulsar Wind Nebulae Passing Through Density Discontinuities
弓形激波脉冲星风星云是脉冲星风星云的一个子集，形成于脉冲星在超新星爆炸时由于出生反冲而具有高速时。快速运动的脉冲星产生的相对论风与星际介质相互作用产生弓形激波和尾迹，这在H $_α$辐射中是可以探测到的。在这样的弓形激波脉冲星风星云中，吉他星云以其独特的形态脱颖而出，它由一个突出的弓形激波头和一系列更后面的气泡组成。我们提出了一个方案，其中多个气泡可以产生脉冲星时，遇到一系列的密度不连续的ISM。我们使用2-D和3-D流体动力学模拟测试的情况下。如果脉冲星穿越一个密度下降的区域，吉他星云的形状就可以重现。我们还表明，如果一个脉冲星遇到倾斜的密度不连续，它会产生一个不对称的弓形激波头，与毫秒脉冲星J2124-3358的弓形激波的观测一致。
2016-10-09 astro-ph.HE
Looking into the Theory of Pulsar Accretion: Cen X-3 and XTE J1946+274
这是一个脉冲星吸积模型的概述。脉冲星吸积的物理学，即，等离子体流到中子星表面上的过程可以受到X射线源的光谱特性的约束。我们讨论了Becker和Wolff（2007，ApJ 654，435）开发的物理连续体模型的新实现。该模型采用康普顿黑体，韧致辐射，回旋辐射。我们讨论了将新工具应用于岑X-3和XTE J1946+274的朱雀数据测试案例的初步结果。Cen X-3是一颗持续吸积的脉冲星，在明亮时期观测到一颗O星伴星。XTE J1946+274是一颗在暗周期内被观测到的具有Be伴星的瞬态吸积脉冲星。这两个源显示光谱，以及描述与经验费米狄拉克截止功率定律模型。我们通过对Cen X-3和XTE J1946+274的物理描述迈出了第一步，扩展了光谱分析。
2015-02-11 astro-ph.HE
Discovery of burst oscillations in the intermittent accretion-powered millisecond pulsar HETE J1900.1-2455
我们报告发现的爆发振荡从间歇性吸积动力毫秒脉冲星（AMP）HETE J1900.1-2455，与频率约1赫兹低于已知的自旋频率。突发振荡性质与非AMP和Aql X-1（具有低得多的占空比的间歇性AMP）的突发振荡性质比AMP SAX J1808.4-3658和XTE J1814-338的突发振荡性质更相似。我们讨论了模型的突发振荡和不稳定机制的影响。
2009-04-15 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
Optical pulsations from a transitional millisecond pulsar
弱磁性，毫秒旋转的中子星通过1 E8 - 1 E9年长的阶段获得非常快的旋转，在此期间，它们经历了来自低质量伴星的物质的盘吸积。如果在这一阶段结束时，它们的磁场仍然足够强，可以将吸积物质引向磁极，那么它们就可以被探测为吸积动力的毫秒X射线天体。当质量转移大大减少或完全停止时，观测到磁层中粒子加速产生的脉冲发射，并由中子星的旋转提供动力，特别是在无线电和伽马射线波段。最近已经发现了一些过渡毫秒脉冲星，它们在吸积供电的X射线脉冲星制度和旋转供电的射电脉冲星制度之间摆动，以响应质量流入速率的变化。在这里，我们报告的过渡脉冲星，有史以来第一次从毫秒旋转中子星的光脉动的检测。当脉冲星被一个吸积盘包围时，观测到了脉冲，脉冲起源于磁层内部或距磁层几百公里以内，能量的论点排除了吸积驱动的X射线发射的再处理，并反对与脉冲星极冠吸积有关的过程;在旋转驱动的脉冲星磁层中电子的同步辐射似乎更有可能。
2018-10-19 astro-ph.HE
Pulsar-wind nebulae in X-rays and TeV gamma-rays
脉冲星被认为是一种高效的加速器，可以产生大量的相对论性粒子，并将它们注入银河系介质。这种脉冲星风发出的辐射可以通过伽马射线从无线电中看到，作为脉冲星风星云（PWN）。本文综述了近几年来PWNe的X射线和TeV观测研究进展。
2010-04-09 astro-ph.HE
Rotational evolution of the Crab pulsar in the wind braking model
考虑粒子密度和脉冲星死亡的影响，对脉冲星风模型进行了修正。它可以一致地描述恒星的短期和长期旋转演化。它被应用于模拟蟹状星云脉冲星的旋转演化。脉冲星是由磁偶极辐射和粒子风的组合旋转下来的。计算了蟹状星云脉冲星的磁场、倾角和粒子密度等参数。加速区的初级粒子密度约为Goldreich-Julian电荷密度的10^3倍。小故障之间较低的制动指数是由于较大的流出颗粒密度。这可能是正常恒星中磁层活动引起的毛刺。计算了P-Pdot图中的蟹状星和制动指数的演化。蟹状星云脉冲星将从磁偶极辐射主导的情况向粒子风主导的情况演化。考虑到脉冲星“死亡”的影响，蟹状星云脉冲星（和其他正常的脉冲星）不会演化成磁星簇，而是向下演化到死亡谷。还考虑了不同的加速度模型。其他来源的应用程序也进行了讨论，包括与制动指数测量的磁星，磁星人口。
2015-04-01 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
Characterizing X-ray properties of the gamma-ray pulsar PSR J1418$-$6058 in the Rabbit pulsar wind nebula
利用Chandra和XMM-Newton观测资料对兔脉冲星风星云中的脉冲星PSR J1418 $-$ 6058进行了X射线研究。用120-ksXMM-牛顿数据进行的精细定时分析发现，在$P\approx110$ ms处存在显著的（$p\approx10^{-7}$）脉动，这与费米大面积望远镜（LAT）测量的结果一致。在钱德拉的图像中，我们发现脉冲星周围的扩展发射类似于年轻PWNe中其他恒星周围的扩展发射，这进一步证明PSR J1418 $-$ 6058和兔子PWN之间的关联。脉冲星的X射线谱是硬的，与软伽马射线谱相似。因此，PSR J1418 $-$ 6058可以添加到软伽马射线源的列表。
2020-02-15 astro-ph.HE
Post-Periastron Gamma Ray Flare from PSR B1259-63/LS 2883 as a Result of Comptonization of the Cold Pulsar Wind
我们认为，脉冲双星\object{PSR B1259$-$63/LS2883}的明亮耀斑是由具有洛伦兹因子$Γ_0 \approx 10^4$的未受冲击的电子-正电子脉冲星风的逆康普顿散射引起的。这两种效应的结合都与星周盘（CD）有关，是所提出的模型中的一个关键因素。第一个效应与周围介质对脉冲星风终止的影响有关。在星盘内部，风的“提前”终止导致其伽马射线亮度受到抑制。当脉冲星脱离盘时，风终止的条件发生了重大变化。这将导致脉冲星风区的急剧增加，从而导致伽马射线通量的成比例增加。另一方面，如果被脉冲星扰动的CD部分能够提供足够高密度的红外光子，以使风有效地康普顿化，那么脉冲星风的几乎全部动能将被转换为辐射，因此风的伽马射线光度可以接近{ \it Fermi}合作报告的脉冲星自旋下降光度的水平。
2012-05-09 astro-ph.HE
X-ray studies of the gamma-ray pulsar J1826-1256 and its pulsar wind nebula with Chandra and XMM-Newton
我们分析了XMM-牛顿和钱德拉对伽马射线射电宁静脉冲星J1826-1256及其脉冲星风星云的观测档案。脉冲星的光谱可以用光子指数为$Γ\approx1$的幂律模型来描述。我们发现，星云光谱软化与距离的脉冲星，这意味着同步冷却。根据经验的星际吸收-距离关系式，J1826-1256的距离为$\approx3.5$ kpc。我们还讨论了脉冲星、甚高能量源HESS J1826-130、超新星遗迹候选者G18.45-0.42和疏散星团Bica 3之间的星云几何和关联。
2019-06-03 astro-ph.HE
Theory of quasi-spherical accretion in X-ray pulsars
建立了慢转磁化中子星准球形亚音速吸积的理论模型。在这个模型中，吸积物质以亚音速的方式沉降到旋转的磁层上，形成一个扩展的准静态壳层。这个壳介导的角动量从旋转的中子星磁层在自旋下降的情节由大尺度对流运动。通过壳层的吸积速率取决于等离子体进入磁层的能力。对于中等的吸积速率$\dot M< \dot M_*\simeq 4\times 10^{16}$ g/s，可以实现吸积的沉降状态。在更高的吸积率的自由落体间隙以上的中子星磁层出现由于快速康普顿冷却，吸积变得非常不稳定。通过观测已知轨道周期的X射线中子星的上自旋/下自旋速率（角旋转频率导数$\dot ω^*$和转矩反转附近的$\partial\dotω^*/\partial\dot M$），可以确定模型的主要无量纲参数，并估算中子星的磁场。我们通过确定三个风馈X射线探测器GX 301-2、Vela X-1和GX 1+4的这些参数来说明该模型。该模型解释了脉冲星频率在大时间尺度上的自旋上升/下降以及不规则的短期频率波动，这些波动可以与不同系统中的X射线通量波动相关或反相关。它表明，在真正的恒星几乎等角动量旋转规律与$ω\sim 1/R^2$，由于强烈的各向异性的径向湍流运动所持续的大尺度对流，是首选。
2011-10-17 astro-ph.HE
Hydrodynamic Interaction between the Be Star and the Pulsar in the TeV Binary PSR B1259-63/LS 2883
利用3-D SPH方法模拟了TeV双星PSR B1259-63/LS 2883中Be星与脉冲星的相互作用.我们首先运行一个没有脉冲星风和Be风的模拟，只考虑脉冲星对Be盘的引力效应。在这个模拟中，气体粒子以恒定的速率从Be星的赤道表面喷射出来，该表面的倾斜方向与多波段观测一致。我们运行模拟，直到Be盘完全发育并开始重复与脉冲星的定期潮汐相互作用。然后，我们打开脉冲星风和Be风。我们运行两个模拟不同的风质量损失率的Be星，一个B2 V型和其他显着早期的光谱类型。虽然脉冲星风和Be风相互作用面的整体形状与解析解一致，但脉冲星风对Be盘的影响是深远的。脉冲星风剥离了Be盘的外部，将盘截断在一个半径明显小于脉冲星轨道的地方。因此，我们的结果排除了脉冲星穿过近星点Be盘的想法，这在以前的研究中一直假设。它还证明，接触不连续的位置可以显着不同的相位时，脉冲星风直接击中的Be盘和那些当脉冲星风与Be风碰撞。因此，重要的是要充分考虑到的Be星的拱星环境，以构建一个令人满意的模型，这个原型TeV的二进制。
2011-05-15 astro-ph.HE
Can the Subsonic Accretion Model Explain the Spin Period Distribution of Wind-fed X-ray Pulsars?
高质量X射线双星（HMXB）中的中子星通常是从它们的大质量伴星的风物质中吸积而来的。最近Shakura等人（2012）提出了一个低光度风馈X射线天体的亚音速吸积模型（$<4\times 10^{36}$ ergs $^{-1}$）。为了验证该模型的可行性，我们利用粒子数合成方法研究了具有超巨星伴星的风馈X射线双星的自旋周期分布。我们发现，在自旋周期-轨道周期图中，超巨星HMXB的模型分布与观测一致，前提是来自施主星的风具有相对较低的终极速度（$\lesssim 1000$ kms $^{-1}$）。在几个超巨星HMXB中测得的风速似乎支持这一观点。预测的持续X射线亮度高于和低于$4\times 10^{36}$ ergs $^{-1}$的风馈X射线天体的数量比约为$1:10$。
2016-05-12 astro-ph.HE
Pulsar-Wind Nebulae: Recent Progress in Observations and Theory
在这篇综述中，我们描述了最近的观测和理论的发展，我们了解脉冲星风和脉冲星风星云（PWNe）。我们特别强调了对各种类型（例如，torus-jet和bowshock-tail），最近的MHD建模工作，以及外展蟹状PWN难题的现状。
2015-07-30 astro-ph.HE
Time-dependent modelling of pulsar wind nebulae
本文提出了一个与空间无关的模型，它可以用来计算球形膨胀脉冲星风星云中电子/正电子谱的时间演化。该模型适用于年轻的星云G21.5-0.9，以及身份不明的TeV源HESS J1427-608和HESS J1507-622。从模型中得到的参数加强了这样一种观点，即不明来源可以被识别为演化的脉冲星风星云。
2013-08-07 astro-ph.HE
High energy signatures of quasi-spherical accretion onto rotating, magnetized neutron star in the ejector-accretor intermediate state
我们考虑一个简单的情况下吸积的物质到一个中子星，以了解在不同的吸积模式之间的过渡阶段，在脉冲星磁层内部的过程。分析了一个简单的准球形吸积过程到旋转的磁化致密物体上，以寻找在喷射和吸积模式之间的过渡过程中可能出现的辐射特征。研究表明，在表征脉冲星特征的参数（自转周期、表面磁场强度）和周围介质密度的特定范围内，单个中子星沿不同的磁力线存在不同的吸积模式。辐射过程的特点，即曲率和同步辐射产生的初级电子在脉冲星外间隙，预计将被修改的存在下，额外的热辐射从中子星表面。我们预言，在从纯喷射器模到纯吸积器模（或相反）的过渡过程中，可以区分出一个中间吸积态，其特征是由于脉冲星隙中产生的同步曲率谱的吸收，导致脉冲星的$γ$射线谱被截断到~ 1GeV以下.
2015-07-03 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
Pulsar Wind Nebulae from X-rays to VHE gamma-rays
扩展的VHE（TeV）源与脉冲星的合理关联的数量一直在稳步增长，这表明其中许多源是脉冲星风星云（PWNe）。本文综述了近几年来PWNe的X射线和TeV观测的最新进展，并总结了它们的性质。
2012-07-06 astro-ph.HE
The emerging population of pulsar wind nebulae in hard X-rays
脉冲星风星云（PWNe）的硬X射线同步辐射探测高能粒子，与目前脉冲星的注入功率密切相关。INTEGRAL揭示了硬X射线脉冲星/PWN系统的鲜为人知的人口。本文总结了这类星云的性质，重点介绍了第一个硬X射线弓形激波（CTB 80，由PSR B1951 + 32提供动力），并展望了Simbol-X任务对脉冲星风星云的研究前景。
2009-03-06 astro-ph.HE
Probing the properties of the pulsar wind via studying the dispersive effects in the pulses from the pulsar companion in a double neutron-star binary system
脉冲星风中$e^\pm$的速度和密度分布是磁层模型的重要区别，也是决定脉冲双星高能辐射的关键参数。在这项工作中，提出了一种直接的方法，这可能探测风的双脉冲双星的一个脉冲星的属性。当来自第一形成脉冲星的无线电信号穿过来自年轻伴星的脉冲星风中的相对论性$e^\pm$流时，不同射频的分量将被分散。它将引入一个额外的依赖于频率的脉冲到达时间延迟，这是轨道相位的函数。在本文中，我们用脉冲星风的性质来表示上述色散延迟。作为例子，我们将该公式应用于双脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B和脉冲星-中子星双星PSR B 1913 +16。对于PSR J 0 737 - 30 39 A/B，在最佳脉冲星风参数下，上合点附近30 0 MHz处的时间延迟为$\lesssim10μ$ s，是当前定时精度的$\sim$的一半。对于PSR B 1913 +16，假设中子星具有典型的自旋光度$10^{33}$，ergs/s，则在300 MHz处的时间延迟为$10\sim20μ$ s.该脉冲星的最佳计时精度为1400 MHz的$\sim5μ$ s。因此，我们有可能在档案数据中找到这种信号。否则，我们可以设置自旋下降光度的上限。类似分析也适用于其它11颗已知脉冲星-中子星双星
2017-08-30 astro-ph.HE
Accretion torques and motion of the hot spot on the accreting millisecond pulsar XTE J1807-294
本文对2003年吸积毫秒脉冲星XTE J1807 - 294的爆发进行了相干定时分析。我们发现自旋频率导数的上限为5E-14 Hz/s。脉动的正弦分数振幅是在吸积毫秒双星中观察到的最高的，可以达到27%（2.5 - 30 keV）的值。脉冲到达时间残差的基本遵循线性反相关的分数振幅，表明热点运动的表面上的中子星在经度和纬度。残差和X射线通量之间的反相关性表明吸积率对脉冲相位的影响，并对使用标准计时技术测量中子星的自旋频率和扭矩产生怀疑。
2009-02-25 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto the Galactic ultraluminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们报告了第一颗银河系超亮X射线脉冲星Swift J0243.6+6124在2017-2018年爆发期间的光谱行为。在亚爱丁顿能级，源光谱的特点是由三个发射分量，分别来自吸积柱，热点，和一个广泛的铁线发射区。当辐射源高于爱丁顿极限时，热点温度升高，光谱中出现两个以上的黑体分量。一个黑体分量的半径为10-20公里，可能来自吸积柱的顶部。另一个在黑体光度为（1 - 2）*10^38 erg/s时饱和，与中子星的爱丁顿极限一致。这与紧凑物体上的超爱丁顿吸积将为光学厚度的外流提供动力的情况非常一致，并表明吸积率是临界值的60-80倍。这表明磁化系统上的超级爱丁顿吸积也可以为大规模的风提供动力。在超爱丁顿层，铁谱线变得更加显著和蓝移，并被认为与中央漏斗或喷流中的超快风有关。这个源，如果位于外部星系，将像其他超亮星系一样出现。
2019-01-28 astro-ph.HE
The discovery of a pulsar wind nebula around the magnetar candidate AXP 1E1547.0-5408
我们报告的异常X射线脉冲星AXP 1E1547.0-5408使用钱德拉X射线卫星的档案数据的扩展发射的检测。扩展的辐射由一个45 arsec的内侧部分和一个2.9 arcmin的外侧部分组成，这与之前在射电中探测到的超新星遗迹壳层相吻合。我们认为，在内部的扩展发射是一个脉冲星风星云，这将是第一个检测到的脉冲星风星云周围的磁星候选人的结果。它的X射线光度与脉冲星自旋下降功率之比与其他年轻的脉冲星风星云相当，但它的X射线光谱比大多数脉冲星风星云陡峭。我们讨论的磁星演化的背景下，这个源的重要性。
2009-11-17 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
Signs of Magnetic Accretion in the X-ray Pulsar Binary GX 301-2
对GX 301-2的X射线谱的回旋共振散射特征的观测表明，该中子星的表面场为B_CRSF ~ 4 × 10^{12}G。同样的价值已经在模拟快速自旋的情节在开普勒磁盘吸积的情况。然而，在自旋下降趋势期间观察到的自旋下降速率大大超过了当前使用的自旋演化情景中的预期值。这表明，要么恒星的表面场超过50 x B_CRSF，要么目前使用的吸积场景是不完整的。我们表明，上述矛盾可以避免，如果吸积材料是磁化的。吸积流中的磁压力比其冲压压力增加得更快，并且在某些条件下，显著影响吸积图像。在这种情况下，施加到中子星的自旋下降扭矩大于在非磁化吸积情况下的评估。我们发现，只要中子星表面场为~ B_CRSF，观测到的脉冲星自旋演化可以用磁控吸积流的观点来解释。
2012-04-23 astro-ph.HE
Propagation and stability of superluminal waves in pulsar winds
具有超光速相速度的非线性电磁波可以在孤立双星周围的风中传播，也可以在双星系统中的某些双星周围传播。使用短波长近似，我们发现并分析了一个可积系统的方程，管理他们在球面几何的演变。一个约束模式被确定为在大半径处停滞到有限压力，并可以形成终止激波的前兆。使用一个简化的标准，我们发现这种模式是稳定的大多数孤立的恒星，但可能是不稳定的，如果外部压力高，如在脉冲星风星云的星暴星系和W 44。偏心双星系统中的脉冲星风，如PSR 1259-63，可能会经历稳定和不稳定的电磁前兆阶段，以及密度太高而无法传播的阶段。
2013-06-18 astro-ph.HE
X-ray Pulsars
X射线天体之所以发光，是因为吸积物质的引力能转化为X射线辐射。的吸积率调制的几何和流体动力学效应在恒星风的脉冲星同伴和/或吸积盘的不稳定性。在中子星附近，风驱动的气流是高度不稳定的，并且在小时尺度上由因子$10^3$引起X射线变化。圆盘驱动流的特征是较慢的状态转换和与轨道运动和进动或共振有关的准周期振荡。在较短的时间尺度上，靠近中子星表面，X射线的变化主要是由吸积流与旋转磁层的相互作用决定的。当脉冲星磁场很大时，气流被限制在一个相对狭窄的吸积柱中，吸积柱的几何特性驱动了观测到的X射线发射。在低磁化系统中，增加的吸积率允许在中子星表面点燃强大的爆炸性热核燃烧。从旋转到吸积动力活动的转变在极少数情况下被观察到，并证明了这些类星体之间的联系。
2016-08-23 astro-ph.HE
Linearly polarized superluminal waves in pulsar winds
脉冲星风是研究非线性电磁波的理想环境。一般认为，脉冲星会发射一种条纹风，一种磁流体动力学熵波，其中等离子体片随气流一起分离交变磁场的区域。但是当密度下降到临界值以下，或者与脉冲星的距离大于临界半径时，强超光速波也可以传播。在这篇文章中，我们讨论了转换的赤道条纹风成线偏振超光速波，我们认为，这种模式是重要的坡印亭流量转换为动能流量前流出到达终止激波。
2012-02-08 astro-ph.HE
Suzaku Observations of PSR B1259-63: A New Manifestation of Relativistic Pulsar Wind
我们观察PSR B1259-63，一个年轻的非吸积脉冲星绕Be星SS 2883，8倍，与朱雀卫星在2007年，描述的X射线辐射之间的相互作用产生的脉冲星相对论风和Be星流出。X射线光谱在0.6-10 keV范围内显示出无特征的连续谱，由具有宽范围光子指数1.3-1.8的幂律建模。当结合朱雀PIN探测器，允许在硬15-50千电子伏波段的光谱分析，X射线光谱显示在5千电子伏在某个时代的突破。把该系统看作是一个致密化的脉冲星风星云，其中假设e+e-对在脉冲星风的内部激波前沿被加速，我们把X射线光谱突变归因于与相对论脉冲星风γ_1 = 4 × 10 ^5的洛伦兹因子相关的同步辐射的低能截止。我们的研究结果表明，恒星光子的康普顿化的未受冲击的脉冲星风将访问（或严格限制）的观测与费米伽玛射线太空望远镜在下一个近星通过。PSR B1259-63系统使我们能够直接探测脉冲星风的基本性质，是对大尺度脉冲星风星云研究的补充。
2009-04-07 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
