Resonant Conversion of Dark Matter Oscillons in Pulsar Magnetospheres
由于它们的高磁场和等离子体密度，磁共振雷达为超越标准模型（BSM）物理的测试提供了极好的实验室。当轴子或类轴子粒子（axion-like particles，ALP）足够接近光子时，它们可以共振转换为光子，产生戏剧性的电磁信号。我们讨论了从束缚配置的轴子，脉冲星磁层碰撞检测这样的信号的可能性。我们发现，所有的，但dendrified轴子星，$\textit{oscillons}$，潮汐破坏之前，共振转换可以发生。振荡可以有效地转换为光子，导致明亮，短暂的无线电闪光。使用现有的（甚大阵和LOFAR）和即将到来的（平方公里阵）无线电任务观测银河系隆起有可能探测到$m_a \in \left[0.1 \ μ\text{eV}, 200 \ μ\text{eV}\right]$范围内的轴子质量的此类事件，即使轴子在暗物质中所占的比例可以忽略不计。
2020-07-15 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
A new interpretation of Giant radio pulses from the Crab pulsar
蟹状星云脉冲星在2010年经历了一次由费米LAT观测到的大耀斑。哈勃太空望远镜的观测表明，耀斑伴随着蟹状星云铁砧区域的结构变化。在光度分析的框架内，我们重建了这一事件的能量。光柱附近的重连区预计将通过加速电子束释放能量，导致不同幅度的耀斑。在这种情况下，大耀斑会减少储存在重联区的磁能，从而对可能起源于这些区域的巨型射电耀斑的性质产生影响。我们用韦斯特博克综合射电望远镜观测巨大的射电脉冲来测试这种情况。
2011-11-01 astro-ph.HE
Ultra High Energy Electrons Powered by Pulsar Rotation
探讨了脉冲星（如蟹状星云脉冲星）转动慢化驱动粒子加速到超高能的一种新机制。旋转，通过依赖于时间的离心力，可以非常有效地激发不稳定的朗缪尔波的e-p等离子体的恒星磁层通过参数过程。这些波，然后，朗道阻尼电子加速他们的过程中。当波的增长和朗道阻尼时间相当并且与恒星自转时间相比都非常短时，能量的净转移是最佳的。我们表明，通过详细的计算，这些正是蟹状星云脉冲星的参数的条件。这种用于能量转移的高效途径允许初级束中的电子被弹射到多个TeV（$\sim 100$ TeV）甚至PeV能量域。预计提出的机制可能会部分解开超高能宇宙线电子起源之谜。
2013-03-08 astro-ph.HE
Two-fluid model of the pulsar magnetosphere represented as an axisymmetric force-free dipole
基于脉冲星方程的精确偶极解，建立了脉冲星磁层的自洽双流体模型。我们集中在低质量限制的模型，考虑到辐射阻尼。因此，我们得到的粒子分布维持偶极无力配置的脉冲星磁层的情况下，轻微的速度剪切的电子和正电子组件。在无力区的大部分区域，粒子沿着极向磁场线运动，方位角速度很小。然而，在接近Y点的地方，粒子的运动主要是方位角的，而洛伦兹因子则无限制地增长。这可能导致从Y点附近的非常高的能量的发射，也可能意味着磁离心喷流的形成。对于一阶量，发现纵向加速电场改变了符号，暗示极隙和外隙共存。此外，还导出了等离子体电导率张量的分量，并给出了脉冲星方程的低质量近似。
2017-05-14 astro-ph.HE
A pulsar wind nebula origin of the LHAASO-detected UHE gamma-ray sources
LHAASO最近测量的伽马射线发射延伸到100 TeV的多个银河系源代表了一个重大的观测步骤，在寻找银河系宇宙射线的起源。最紧迫的问题是，这种超高能发射是否与质子和/或原子核加速到PeV能量有关，或者与PeV电子加速器有关。强烈的Klein-Nishina抑制逆康普顿发射在这些能量是不可避免的，然而，我们在这里表明，逆康普顿发射可以提供一个自然的解释测量的发射，并建立PeV电子加速源类脉冲星风星云的协会也是相当自然的。然而，不同模型之间的明确区分需要考虑多波长数据，对当地环境条件有很好的了解，在某些情况下，需要进行多源建模。
2022-01-03 astro-ph.HE
Trajectories and Radiation of Charged Particles in the Pulsar Magnetosphere
用Deutsch解的电磁场近似，研究了脉冲星磁层中加速电子的运动轨迹和辐射。由于电子在中子星表面附近被迅速加速到超相对论速度，电子的速度矢量（进而其轨迹）由洛伦兹力和辐射反作用力的平衡得到，这使得在磁层的大部分区域，电子轨迹与磁场线之间的俯仰角不为零。在这种情况下，计算了单能加速电子的同步曲率辐射谱能量分布。我们的研究结果表明：（i）俯仰角是电子位置的函数（$r, θ, ϕ$），并且随着$r$和$θ$的增加以及倾角的增加而增加;（ii）曲率半径沿粒子轨迹变大，以及（iii）SED呈现出取决于发射位置的双峰结构，其中同步辐射主要作用于X射线波段，曲率辐射主要作用于GeV波段，这仅由参数$α$和$ζ$决定
2022-04-05 astro-ph.HE hep-ph
MeV Pulsars: Modeling Spectra and Polarization
一个子群的高能旋转供电的恒星显示出高通量的脉冲非热硬X射线发射。虽然这个MeV脉冲星群包括一些像螃蟹一样的无线电大声的脉冲星，但相当多的脉冲星没有检测到无线电或GeV的发射，这是一个谜，因为伽马射线发射是具有高自旋功率的脉冲星的共同特征。它们急剧上升的硬X射线光谱能量分布（SED）表明峰值在0.1 - 1 MeV，但在200 keV以上尚未检测到。几个即将到来的和计划中的望远镜可能会揭示MeV的恒星。中子星内部成分探测器（NICER）将观测0.2 - 12 keV波段的中子星，并可能发现更多MeV的中子星。计划中的望远镜，如全天中能伽马射线天文台（AMEGO）和e-ASTROGAM，将探测0.2 MeV以上的发射和0.2 - 10 MeV波段的偏振。我们提出了一个MeV电子星的光谱和极化模型，其中X射线辐射来自外磁层和电流片中的电子-正电子对辐射。该模型预测，如果在极帽级联中产生对，则SED的峰值随着表面磁场强度而增加。对于小的倾斜角，一系列的视角可能会错过来自电流片附近加速的粒子的射电脉冲和GeV脉冲。因此，表征MeV磁星的发射和几何形状可以为磁层中的成对源和加速提供线索。
2017-12-06 astro-ph.HE
Eccentric millisecond pulsars by resonant convection
与白矮星相伴的偏心毫秒双星（eMSP）表现出的轨道偏心率比白矮星红巨星祖先的湍流对流所预测的要大几个数量级。eMSP的轨道周期聚集在$P=20-30$ d附近，非常接近红巨星对流涡旋周转时间$t_{\rm eddy}$。我们提出，异常大的偏心率共振驱动的对流以某种方式取得连贯的周转时间相匹配的潮汐锁定红巨星的旋转周期，这也是潮汐强迫期。旋转红巨星和恒星磁场研究的数值模拟显示了一些证据，特别是有序的流动模式时，对流Rossby数$P/t_{\rm eddy}$是为了统一。我们发现，共振对流提高偏心率的一个因素的$(t_{\rm nuc}/P)^{1/2}\approx 3\times 10^3$的随机游走值，其特征传统的MSP，在良好的协议与观测（$t_{\rm nuc}$是巨人的核燃烧时间尺度）。我们还展示了如何从红巨星金属丰度的变化所产生的涡流周转时间的变化可以重现所观察到的有效宽度的共振，$ΔP/P\approx 0.4$。
2021-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair production in the millisecond pulsar J0030+0451
应用于毫秒级微中子星的Rehkhin-Arons极冠模型中的加速电子的电场是如此之高，以至于电子的洛伦兹因子要么受到辐射反应的限制，要么受到Breit-Wheeler过程的限制。在前一种情况下，有可能获得垂直于局部磁场的曲率辐射动量分量的上限，该上限与通量线的曲率曲率半径无关。单光子转换为光子对的阈值很高，但可能在J 0030 +0451中达到。然而，由于报道的极帽温度高，Breit-Wheeler过程的直接对生产可能更重要。如果假设毫秒射电星中相干射电辐射的存在需要高多重数对等离子体，那么初级电子也会产生费米-LAT能带中的伽马射线，而磁层对该能带是完全透明的。这些与射电辐射同相的缺失将直接表明J 0030 +0451中不存在超高能电子和活跃的阿隆-阿隆极冠。
2021-06-15 astro-ph.HE
Radio pulsar activity and the crustal Hall drift
脉冲星射电辐射的模型是基于一个内部的加速区，需要存在非常强大的和小尺度的表面磁场结构或附近的典型极帽。本文的目的是确定一种机制，创建这样的场结构，并保持它们在脉冲星的寿命。能够产生所需“磁点”的可能物理过程是发生在中子星地壳中的霍尔漂移。它表明，霍尔漂移可以产生小规模的强表面磁场异常（点）的时间尺度上的$10^4$年的极向和环向分量之间的非线性相互作用的地下磁场。这些异常的特征是强度约为$10^{14}$ G，场线曲率半径约为$10^6$ cm，这两者都是产生可观测无线电发射的基础。
2013-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electric field screening in pair discharges and generation of pulsar radio emission
脉冲星射电辐射可能是在成对放电中产生的，当加速电场被新产生的成对放电屏蔽时，脉冲星磁层充满了等离子体。在这封信中，我们开发了一个简化的分析理论，这些对放电的电场的屏蔽，并使用它来估计总的无线电光度和频谱。放电有三个阶段。首先，电场第一次被屏蔽并开始振荡。接下来，出现非线性阶段。在这一阶段，电场的振幅经历了强烈的阻尼，因为电场显著地改变了新产生的电子对的动量。当电场不再能显著改变对动量时，这种强阻尼停止，系统进入最终的线性阶段。应用于双星，这个理论可以解释射电辐射的几个方面，包括观测到的光度$L_{\rm{rad}} \sim 10^{28} \rm{erg} \, \rm{s}^{-1}$和观测到的光谱$S_ω\sim ω^{-1.4 \pm 1.0} $。
2022-06-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Heating of the Real Polar Cap of Radio Pulsars
本文研究了超相对论电荷轰击射电星真实极盖表面的加热。真正的极帽是在常规极帽内或靠近常规极帽的显著更小的区域，其被偶极场$\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
On Low Mass X-ray Binaries and Millisecond Pulsar
1998年，第一颗吸积毫秒脉冲星的发现，开启了一个激动人心的季节，在这个充满中子星的致密双星系统的时尚领域，人们不断地发现它。事实上，在这最后三个阶段，由于地面和卫星上天文探测器的非凡性能，主要是在无线电，光学，X射线和伽马射线波段，天体物理学家有机会彻底研究所谓的回收方案：导致毫秒射电脉冲星形成的进化路径。最令人感兴趣的阶段当然是自旋上升阶段，在此期间，由于物质和角动量的吸积，中子星积累了大量的机械旋转能，高达其整个静止质量能量的1%。这些毫秒级旋转的中子星是真正极端的物理对象：广义相对论和狭义相对论完全发挥作用，因为它们的表面达到接近光速五分之一的速度，刚好超过它们的史瓦西半径，而由数亿高斯的巨大表面磁场引起的电动力，显示其壮观的性能加速电子到这样的能量，以促进对创造级联过程负责在无线电和伽马射线的发射。旋转能量迅速转换并释放成电磁能，在某些情况下，电磁能使中子星的亮度超过100个太阳。在这篇论文中，我将回顾一些最新的发现（吸积）毫秒双星。
2013-10-04 astro-ph.HE
Constraints on the Emission Geometries of Gamma-ray Millisecond Pulsars Observed with the Fermi Large Area Telescope
毫秒脉冲星（MSP）是由\emph{Fermi Gamma-ray Space Telescope}上的大口径望远镜（LAT）建立的一类高能（$\geq$ 0.1 GeV）辐射源。大多数MSP伽马射线光变曲线显示尖锐的峰值，表明薄的加速间隙，这表明在开放体积丰富的对创建。MSP伽马射线和射电光变曲线已经使用几何外隙（OG），槽隙/两极焦散（TPC），和对饥饿极帽伽马射线模型和空心锥束或高度限制，外磁层间隙无线电模型，所有假设真空延迟偶极磁场几何模拟。一个马尔可夫链蒙特卡罗极大似然技术已被开发，找到最适合的模型参数为十九MSP使用的数据从LAT和各种无线电观测站。最佳拟合视角遵循均匀的角分布。磁倾斜角的分布对所有角度都同样有利，这与对非再循环恒星的分析相反，这支持了MSP通过吸积旋转的理论。有人建议，无线电发射应该发生在更接近光柱的地方。这些结果对MSP人口模拟和解决MSP的贡献扩散背景的影响。一个隐含的伽玛射线亮度与自旋下降的功率趋势的过渡观察，但更多的统计数据是必要的描述。
2012-09-18 astro-ph.HE
CHIME/FRB Discovery of an Unusual Circularly Polarized Long-Period Radio Transient with an Accelerating Spin Period
本文报告发现首个具有完全圆偏振且显著自转加速的长周期射电暂现源 CHIME J1634+44，指出其辐射机制可能类似脉冲星，并探讨了物质吸积或引力波辐射驱动其自转加速的可能。
2025-07-12 astro-ph.HE
Order parameters for the high-energy spectra of pulsars
在已知的数百个伽马射线脉冲星中，只有少数显示出非热X射线脉动。相反，9个物体在非热X射线中脉冲，但缺乏更高能量的对应物。在这里，我们提出了一个物理模型的非热辐射的电子超过1千电子伏。仅用四个物理参数，我们就可以将伽马/X射线双星的光谱拟合到七个数量级。我们发现，所有的检测可以包含在一个连续变化的模型参数，并提出，他们的值可能与关闭机制在加速区操作。该模型解释了在高能量下出现的次指数截止是同步曲率主导损失的自然结果，揭示了在大多数恒星的光谱中，只有曲率的发射可能起着相对较小的作用。该模型还解释了平坦的X射线光谱在软能量作为一个结果的传播粒子受到同步辐射损失沿其轨迹。使用这个模型，我们展示了如何在伽马射线观测可以预测的脉冲星在X射线的可探测性，反之亦然。
2018-02-12 astro-ph.HE gr-qc
Full simulation of the open field lines above pulsar's polar cap - Part I
我们用含时粒子模拟程序（Birdsall和Langdon，1991）对磁化脉冲星极冠上方的开磁力线进行了模拟。我们考虑的情况下，自由喷射的电子从恒星表面，空间电荷有限流（SCLF）模型。我们在这里报告模拟的第一个结果。电子沿着开场线加速到平坦时空的SCLF最大洛伦兹因子预测，并具有振荡模式。然后，我们加入广义相对论框架拖曳修正，为粒子提供启动对产生所需的高洛伦兹因子（10^6 - 10^7）。电子的加速遵循Alummov和Tsygan 1992以及Alummov和Harding 1997给出的解析表达式，并具有振荡模式。电子-正电子对的产生现在正在编程中，使用文献中出现的截面和Monte-Carlo代码。完成这一阶段后，我们将自动获得：a）正电子返回电流（因此我们可以计算极盖加热和X射线发射）。（b）。观测到的光子和电子光谱（光子和电子在级联后逃逸出磁层）。（c）。脉冲星死亡线（脉冲星没有足够的对生产）。d）。PFF高度（成对编队前部位置）。这些结果将在另一份文件中报告。
2010-11-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Hall drift in the crust of neutron stars - necessary for radio pulsar activity?
射电脉冲星模型的基础上存在一个内部加速间隙位于极冠之上依赖于存在一个小尺度，强表面磁场$B_s$。这个磁场超过了偶极磁场$B_d$，后者负责脉冲星旋转的制动，至少一个数量级。无论是磁层电流还是中子星诞生时产生的小尺度场分量，都不能在老恒星中提供这样的场结构。虽然前者太弱而不能产生$B_s \gtrsim 5\times 10^{13}$ G $\;\gg B_d$，但后者的欧姆衰减时间比$10^6$年短得多。我们认为，大量的磁能存储在一个环向场分量，被限制在地壳的更深层，欧姆衰减时间超过$10^7$年。这种环形场可能是由中子星生命早期的各种过程产生的。霍尔漂移是一种非线性机制，由于不同组件和刻度之间的耦合，它可能能够产生所需的强、小刻度的磁点。考虑到现实的地壳微观物理和最小的冷却情况下，我们表明，在轴对称，这些场结构创建的霍尔时间尺度的$10^3$ - $10^4$年。这些磁斑可以是长寿命的，从而满足了射电脉冲星活动出现的先决条件。这种由霍尔漂移产生的磁结构不是静态的，并且在极帽区域中预期霍尔时间尺度上的动态变化。
2012-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting HESS J1809$-$193 -- a very-high-energy gamma-ray source in a fascinating environment
HESS J1809 $-$ 193是H.E.S.S.中一个未确认的甚高能伽马射线源。银河平面巡天（HGPS）。它位于一个丰富的环境中，附近有一颗高能脉冲星和相关的X射线脉冲星风星云，几颗超新星遗迹和分子云。此外，HESS J1809 $-$ 193最近被HAWC探测到能量超过56 TeV，这使其成为PeVatron候选者，即能够将宇宙射线加速到PeV能量的源。本文用H.E.S.S.对HESS J1809 $-$ 193的TeV γ射线发射进行了新的分析，基于改进的分析技术。我们发现，发射是最好的描述两个组件具有不同的形态和能谱。我们补充这项研究与费米-LAT数据在同一地区的分析。最后，考虑到进一步的多波长数据，我们解释我们的结果在强子和轻子框架。
2023-01-18 astro-ph.HE
Searching for optical pulsations from spider millisecond pulsars with the fast photometer SiFAP2
INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Dipartimento di Fisica, Sapienza Università di Roma（罗马智慧大学物理系）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究理事会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究学院）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；ASI - Agenzia Spaziale Italiana（意大利航天局）；Department of Physics, Norwegian University of Science and Technology（挪威科技大学物理系）
该研究用SiFAP2光度计搜寻密近双星中旋转驱动蜘蛛毫秒脉冲星的光脉冲，未检测到超过3σ置信水平的光脉冲，为相关参数设限，支持吸积盘加速光脉冲辐射粒子的观点。
2026-09-23 astro-ph.HE
Shock-powered radio precursors of neutron star mergers from accelerating relativistic binary winds
在紧凑物体合并的最后阶段，如果至少有一个二元组成部分是磁化的中子星（NS），那么它的轨道运动会大大扩大NS的开放磁通量-因此增加其风光度-相对于孤立的脉冲星。由于引力辐射，双星轨道收缩，这种双星诱导的内旋风的功率和速度可能（取决于对负载）长期增加，导致自相互作用和内部冲击的流出超出双星轨道。磁化的前向激波可以通过同步脉泽过程产生相干射电辐射，从而产生可观测到的双星NS合并的射电前兆。我们进行一维相对论流体动力学模拟激波相互作用的加速二进制NS风，假设螺旋风有效地将其坡印亭通量转化为散装动能之前的激波半径。这与粒子模拟的激波脉泽光谱相结合，产生合成的射电光变曲线。在$\sim$ GHz频率下，对于$\sim3$ Gpc（$B_{\rm d}/10^{12}$ G）$^{8/9}$的源，在合并后，通量为$\sim1$ Jy $\cdot$ ms的前兆爆发持续$\sim 1-500$ ms，其中$B_{\rm d}$是更强磁化恒星的偶极场强度。给定沿双星赤道线集中的外流几何形状，对于高倾角系统，即那些最不可能产生可探测的伽马射线暴的系统，信号可能优先被观测到。
2021-01-18 astro-ph.HE physics.comp-ph physics.plasm-ph
Ultraslow PSR J0901-4046 with an ultrahigh magnetic field of $3.2\times10^{16}$ G
针对超慢自转中子星 PSR J0901-4046 的射电辐射机制，通过单脉冲微结构推断其表面磁场达 $3.2\times10^{16}$ G，成为已知最强磁场射电脉冲星，其自转减慢由极冠带电粒子加速的电流而非磁偶极辐射主导。
2023-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
