Starquakes in millisecond pulsars and gravitational waves emission
到目前为止，只探测到由河外起源的灾难性事件产生的瞬态引力波（GW）。然而，人们普遍认为，在我们的银河系中也应该有连续的GW源，例如吸积中子星（NS）。事实上，在吸积中子星的过程中，离心力可以强大到打破中子星的外壳（引起星震），从而产生四极矩，导致连续的GW发射。在平衡状态下，吸积获得的角动量和引力波发射损失的角动量应该相互平衡，阻止恒星自旋。在下文中，我们将在描述可压缩、非磁化和自引力NS的牛顿模型的框架内研究上述物理图像。特别是，我们计算的旋转频率需要打破恒星地壳的吸积脉冲星，我们估计的上限，由于这一事件的椭圆。根据状态方程（EoS）和恒星的质量，我们计算出恒星地震引起的椭圆率范围从$10^{-9}$到$10^{-5}$。相应的平衡频率，我们发现是在良好的协议与观测，并为所有的情况下，它是低于观测的极限频率$716.36$赫兹。最后，我们还讨论了吸积双星椭圆度上限的可能观测约束。
2021-02-04 astro-ph.HE
Statistical Properties of a Polarization Vector's Ellipticity Angle
本文针对偏振矢量椭偏角（EA）统计特性研究不足的问题，推导了振幅恒定及正交非相干模式叠加导致振幅波动两种情况下EA的统计量表达式，揭示了其与位置角统计特性的差异及噪声偏差规律。
2025-09-03 astro-ph.HE
Hierarchical Bayesian method for detecting continuous gravitational waves from an ensemble of pulsars
在寻找来自已知恒星的引力波信号时，已经使用独立搜索来处理目标。在这里，我们使用一个分层贝叶斯框架来结合从单个源的观测两个目的：产生一个检测统计的整个合奏的源内的搜索，并估计超参数的脉冲星椭圆率的基本分布。这两个目的都要求我们假设椭圆率分布的某种函数形式，作为原理的证明，我们采用两个玩具分布。一个是指数分布，由其平均值定义，另一个是由其宽度定义的半高斯分布。我们表明，通过将一个共同的参数化的先验椭圆率分布，我们可以更有效地检测引力波从整个合奏的源，而不是试图结合一个简单的非层次的方法的意见。这可能使我们能够在有信心检测到任何单个源之前从系综中检测到引力波。我们还使用LIGO第六次科学运行的92颗卫星的数据应用这种方法。没有发现信号的证据，但$3.9\ee{-8}$和$4.7\ee{-8}$的90\%上限分别设定在假设的指数椭圆分布的平均值和假设的半高斯椭圆分布的宽度上。
2018-09-06 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
Pulsar polarization: a partial-coherence model
针对传统理论无法解释的射电脉冲星偏振特性，本文提出部分相干模型以解释这些特征的共现及圆偏振起源，并阐明其对理解脉冲星几何、射电辐射与传播的科学意义。
2023-07-26 astro-ph.HE
Source of circular polarization in radio pulsars
人们知道，70年前由K G Budden引入的极限极化的概念有能力解释在高多重性电子-正电子等离子体的假设下，在旋转周期为1秒量级的正常恒星中看到的圆极化的大小。然而，在毫秒级望远镜中，在相同假设下对极限偏振的回顾表明，它在那里是不适用的，因为极限偏振的区域远在光柱之外。本文使用离子-质子模型，对J2144 - 3933的圆极化进行了一般性和特殊性的评估，并给出了对正常天体观测的相当详细的理解，包括J0908 - 4913中所见的符号随频率变化的变化。但它也无法解释毫秒级双星中的圆偏振，因为这些天体中的粒子数密度和磁层双折射较小。然而，对极限极化的回顾发现，在离子-质子模型中，这种独特的过程可以描述它们的圆极化。有人认为，毫秒脉冲星斯托克斯轮廓的某些功能显然是一致的极限偏振。
2020-09-08 astro-ph.HE
Polarization Estimation for Radio Pulsars
本文针对脉冲星等射电源偏振矢量幅度可能随机变化的情况，推导了圆偏振、线偏振和总偏振估计器，并提出混合估计器，证明其去除仪器噪声的效果优于常用方法。
2025-03-08 astro-ph.HE
Vacuum non-linear electrodynamic polarization effects in hard emission of pulsars and magnetars
从观测解译的角度讨论了脉冲星磁场对电磁脉冲极化的非线性电动力学影响。计算了脉冲星磁场对电磁脉冲极化的影响，以便在空间实验中解释这些影响。根据真空非线性电动力学得到了硬发射脉冲在脉冲星磁场中的传播规律。结果表明，由于真空中的双折射，脉冲星硬辐射脉冲的前半部分应该是线偏振的，其余部分可以是任意偏振的。真空双折射观测的可能性进行了讨论。给出了有效面积、曝光时间等探测器参数的估计以及高精度偏振测量的必要性。大面积和超长曝光时间的结合为研究真空非线性电动力学双折射等精细偏振效应提供了良好的机会。
2017-03-09 astro-ph.HE
Circular Polarization of Pulsar Wind Nebulae and the Cosmic-Ray Positron Excess
PAMELA和AMS-02望远镜最近的观测发现，能量超过10 GeV的正电子分数异常上升。一个可能的解释是，这种过剩的生产初级电子/正电子对通过电磁级联脉冲星磁层。这一过程导致了脉冲星风星云（PWN）风终止激波中电子/正电子对的高度多样性。这种情况的结果是，在PWN中不应该观察到圆极化，因为电子和正电子的贡献正好抵消。在这里，我们注意到，目前的无线电仪器能够设置有意义的限制PWN，观测测试模型的脉冲星生产的本地正电子过剩的同步辐射的圆偏振。如果观测到PWN具有可探测的圆偏振，那么对脉冲星解释正电子过剩的解释就会产生强烈的怀疑，而对PWN圆偏振设置严格限制的观测则会使这些模型更加可信。最后，我们指出，脉冲星风星云可能提供最好的目标，AMS-02过剩的观测测试。
2014-06-23 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
Constraining the ellipticity of millisecond pulsars with observed spin-down rates
一颗自转轴不对称的中子星（NS）可以发出连续的引力波（GW）信号。射电毫秒双星和吸积射电毫秒双星的自旋频率及其分布提供了GW辐射的证据，是探测高频GW信号的理想探针。一般认为，MSPs起源于回收过程，在这个过程中，NS从施主星吸积了物质和角动量。吸积物质将被固定在南北地壳深部的赤道压缩磁场带限制在极帽区，形成“磁山”。假设包括PSR J1023+0038在内的三个过渡性MSPs的自旋下降速率是吸积力矩、螺旋桨力矩和GW辐射力矩的组合贡献，本文试图用观测到的自旋下降速率来约束MSPs的椭圆率.假设NS的一些规范参数，三个过渡MSP和10个redback的椭圆度估计为$ε=(0.9-23.4)\times 10^{-9}$。三种过渡型MSP的电介电常数均在$η=(1.2-15.3)\times 10^{-31}~\rm s$范围内，与吸积率呈理想的幂律关系。这些源发出的GW信号的特征应变（$h_{\rm c}=(0.6-2.5)\times10^{-27}$）明显超出了aLIGO的灵敏度范围。我们希望像爱因斯坦望远镜这样的第三代GW探测器可以在未来捕获来自这些源的GW信号。
2020-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nonbirefringent model of orthogonal polarization modes in radio pulsars - New view on S swing and mode structure in pulsar beam
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）
本文提出基于非相干叠加的二维偏振模型，仅用单一本征模式即可解释射电脉冲星中的正交偏振轨道、模式分离及S型摆动，表明RVM参数反映辐射区几何而非偶极磁场。
2026-09-11 astro-ph.HE
Relativistic model on pulsar radio emission and polarization
我们发展了一个脉冲星射电辐射和偏振的相对论模型，考虑了辐射区的几何结构、旋转和调制。极帽上的火花活动导致发射区的等离子体柱和调制发射。将沿旋转偶极场线流出的相对论等离子体束团视为曲率辐射源，利用Stokes参数推导了辐射场的偏振态。我们模拟了一组典型的脉冲轮廓，并分析了观测几何、旋转和调制对脉冲星偏振轮廓的影响。我们的模拟解释了脉冲星射电剖面中常见的大多数不同极化行为。我们表明，“反对称”和“对称”类型的圆偏振是可能的曲率辐射的框架内工作。我们还表明，“扭结”性质的偏振位置角遍历可能是由于旋转和调制效应。偏振位置角拐点相对于芯峰相位的相位滞后还取决于源轨迹曲率和调制的旋转诱导非对称性。
2011-12-30 astro-ph.HE
Polarization of Intrabinary Shock Emission in Spider Pulsars
针对蜘蛛脉冲星双星内激波辐射偏振未被研究的问题，研究者基于IXPE的偏振能力和脉冲星星云有序磁场的结论，构建两种磁场构型下的IBS偏振模型，发现其X射线偏振度可达50%以上，偏振角可用于探测双星结构，为后续观测提供理论支撑。
2023-11-06 astro-ph.HE
Single pulse polarization study of pulsars B0950+08 and B1642-03: micropulse properties and mixing of orthogonal modes
本文通过对脉冲星 B0950+08 和 B1642-03 单脉冲的高时间分辨率偏振研究，表征了固有微脉冲的宽度与偏振特性，并提出正交模式叠加模型以解释退偏振和位置角跳变现象。
2023-10-28 astro-ph.HE
Polarization Changes of Pulsars due to Wave Propagation Through Magnetospheres
研究了脉冲星磁层中无线电波的传播效应。磁层由沿磁场线运动的相对论性电子-正电子对等离子体组成，与脉冲星同步旋转。我们严格审查的各种物理效应，可以潜在地影响所观察到的波的强度和偏振，包括共振回旋吸收，波模耦合由于脉冲星旋转，波传播通过准切向区域（光子射线几乎平行于磁场）和模式圆化由于电子/正电子密度/速度分布的差异。我们数值积分的传输方程波极化旋转磁层，考虑到所有的传播效应，在一个自洽的方式。对典型的磁层等离子体参数，我们发现，所观察到的无线电强度和偏振分布可以强烈修改的传播效应。对于相对较大的碰撞参量（磁偶极子轴和视线之间的最小角度），极化角分布与旋转矢量模型的预测相似，除了相移和明显的圆极化。对于较小的碰撞参量，由于准切向传播效应，线偏振位置角可能呈现突然的$90^o$跳跃，伴随着复杂的圆偏振轮廓。讨论了非高斯脉冲轮廓的起源、圆锥双锥中位置角轮廓与圆偏振的关系以及正交偏振模等问题。
2009-10-15 astro-ph.HE
Role of rotation and polar cap current on pulsar radio emission and polarization
脉冲星的自转和PC流等扰动对脉冲星的射电辐射和偏振有很大的影响。这两种效应在文献中没有被同时考虑，然而，每一种效应都被单独考虑，并通过简单地叠加它们来推导出图像，但这种方法可能导致虚假的结果。因此，通过考虑脉冲星旋转和PC-电流扰动在一起，而不是一次一个，我们已经开发了一个单粒子曲率辐射模型，预计将更加现实。通过模拟一组典型的脉冲轮廓，我们试图解释脉冲星射电辐射和偏振的大部分观测结果。该模型预测，由于扰动的前沿分量可以变得更强或更弱，比相应的尾随在任何给定的圆锥取决于通过的视线和调制（非均匀源分布）。此外，我们还发现偏振角拐点相对于纤芯分量的相位延迟很大程度上取决于观察几何。当扰动和调制变得显著时，在芯主导的情况下，圆偏振的符号反转和偏振角摆动之间的相关性变得模糊。然而，负圆偏振与增加的偏振角相关联的相关性，反之亦然，在圆锥双散射的情况下非常清楚地显示。偏振角摆动中的“扭结”型失真可能是由于在强扰动存在下调制发射的非相干叠加。
2013-03-12 astro-ph.HE
Artefacts of circumpolar cartography in radio pulsar polarization
射电脉冲星偏振的单脉冲数据传统上是以二维灰度图的形式表示的，横轴为脉冲经度，纵轴为偏振角（PA）。这些图揭示了几种神秘的偏振效应：1）中心脉冲分量下PA曲线的分叉和环路，2）所有PA值下通量的垂直扩展，3）两个正交偏振模式（OPM）的PA轨道之间的功率含量交换，以及4）跨越180度以上的外围平坦PA摆动。结果表明，这些现象都是由于观测到的偏振态在庞加莱球纯V极附近通过所致。它们的复杂性很大程度上来自于从庞加莱球到P-PA平面的制图变换。奇数次的近极通道在翼型机翼中产生明显的OPM功率替代，尽管相同量的通量保持停留在庞加莱球上的每个模态贴片中。因此，脉冲星PA曲线的拟合应该允许初级（强）和次级（弱）PA轨道之间的过渡。脉冲星偏振数据的斯托克斯空间（或庞加莱球）表示包含关键的偏振信息，需要伴随着传统的观看，如果公布的数字是完全有用的解释。
2020-05-25 astro-ph.HE
Distinct polarization properties for two emission states of four pulsars
本文基于FAST观测发现四颗脉冲星具有明亮与微弱两种辐射状态，并揭示了它们在两种状态下偏振特性的显著差异，为理解脉冲星磁层物理过程提供了重要见解。
2023-06-21 astro-ph.HE
The Chinese pulsar timing array data release I. Polarimetry for 56 millisecond pulsars
利用FAST望远镜高灵敏度观测，首次系统呈现56颗毫秒脉冲星的偏振轮廓，发现弱成分、中间脉冲等新特征，并揭示磁层波传播效应对偏振轮廓的重要影响。
2025-04-20 astro-ph.HE
Radio Polarization Observations of G319.9-0.7: A Bow-shock Nebula with an Azimuthal Magnetic Field Powered by Pulsar J1509-5850
我们报告的射电偏振观测G319.9-0.7（MSC 319.9-0.7）在3和6厘米获得的澳大利亚望远镜紧凑阵列。该源显示出高度细长的形态，高能脉冲星J1509-5850位于尖端。我们发现了一个指数α=-0.26 +/- 0.04的平坦无线电频谱和高度的线性极化。这些结果证实了G319.9-0.7是一个弓形激波脉冲星风星云。极化图显示脉冲星后面有一个螺旋状的磁场，其对称轴平行于系统推测的运动方向。这是第一次在弓形激波星云中看到这样的场几何形状，它可能是脉冲星自旋轴与其空间速度对齐的结果。与其他弓形激波例子相比，G319.9-0.7在场结构和表面亮度分布方面表现出非常不同的特性，说明了种群的巨大多样性。
2010-02-09 astro-ph.HE
Pulsar electrodynamics inferred from frequency-dependent circular polarization diversity
Peking University（北京大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本文基于FAST观测数据，通过波模耦合模型分析脉冲星单脉冲圆偏振的多样性，约束磁层等离子体的多重性和洛伦兹因子，揭示圆偏振可能由波模耦合引起。
2026-06-23 astro-ph.HE
Tackling Radio Polarization of Energetic Pulsars
传统的几何旋转矢量模型（RVM）在捕捉\textit{Fermi}探测到的年轻高能和毫秒双星的偏振扫描方面表现得特别差。我们增加了这个模型，包括有限的高度效应，使用后掠真空偶极子几何形状。通过进一步包括正交模式跳跃，多个发射高度，通过y点降低，和星际散射的开放区增长的影响，我们表明，大范围的偏离RVM可以很好地建模，同时保留一个几何图片。我们通过拟合六个\textit{Fermi}检测到的参数来说明这些影响（J0023 $+$ 0923，J1024 $-$ 0719，J1744 $-$ 1134，J1057 $-$ 5226，J1420 $-$ 6048，和J2124 $-$ 3358），并且我们描述了这样的建模如何能够提高我们对它们的发射几何形状的理解。
2014-08-15 astro-ph.HE
Simulations of the radio polarization of a precessing pulsar PSR J1906+0746
最近建立的脉冲星磁层中无线电波传播理论概述了射电光变曲线和偏振形成的一般方面。它使我们能够描述一般属性的平均配置文件，如位置角（$PA$）的线性极化，和圆极化的现实结构的对创建区域中的脉冲星磁层。本文将无线电波传播理论应用于脉冲星PSR J1906+0746的射电观测。这颗脉冲星特别有趣，因为在双星系统中观测到相对论性自旋进动，使我们能够对其几何形状施加强有力的限制。因为它是一个几乎正交的旋转，脉冲星允许我们观察两个磁极，正如我们所示，这是至关重要的测试理论的无线电波传播和磁层等离子体的参数获得约束。结果表明，等离子体参数与极帽放电中产生等离子体对的理论定性一致。具体而言，对于PSR J1906+0746，我们将等离子体多重性$λ\sim 10^3$和次级等离子体$γ\sim $的洛伦兹因子限制为几百。
2020-09-01 astro-ph.HE
Coherent origin of peculiar polarization in radio pulsars
观测到的射电天文卫星的偏振包含几种特殊的效应，例如相当数量的正交偏振模（OPMs），它们通常具有与圆偏振V相同的旋向。在B1913+16和B1933+16的平均剖面中，观测到偏振角（PA）的正交跳跃发生在最大值V处，而不是V = 0。在核心组件中也观察到高水平的V（例如，在B1237+25中），其中它们伴随着来自旋转矢量模型的PA的强烈失真。在弱偏振发射中，在B1919+21和B0823+26中观察到45度的PA跳跃。它示出，所有这些特点可以解释在一个模型中，假设相干添加波的自然传播模式。
2017-12-04 astro-ph.HE
Polarization measurements of the Crab Pulsar with POLAR
POLAR是一种专用的伽马射线暴偏振仪，利用康普顿散射，从2016年9月至2017年4月从中国第二个太空实验室天宫二号获得数据。它具有宽的$\sim6$球面度视场和300 keV下的$\sim400\ cm^2$有效面积。这些特点使它成为其能量范围（15-500千电子伏）内最灵敏的仪器之一，因此能够几乎连续地监测持久性源，如射电星。PSR B 0531 +21（蟹状星云脉冲星）和PSR B1509-58都观测到了明显的折叠脉动。观测蟹状星云脉冲星与POLAR先前已被用于相位分辨光谱的蟹状星云脉冲星校准仪器响应的POLAR。在这项工作中，我们研究了一个偏振联合拟合方法的观测蟹状星云脉冲星与POLAR。与使用POLAR进行的GRB观测不同，蟹状星云脉冲星的观测因多个观测数据集而变得复杂，在此期间偏振平面也会旋转。因此，在拟合前，我们需要对不同数据集下的调制曲线进行修正，考虑到蟹状星云脉冲星在探测器局部坐标系中相对位置的旋转，以及探测器响应在不同数据集下的变化。尽管存在这些困难，而且这种源的背景信号很低，但利用POLAR数据进行偏振测量是可能的。我们将简要介绍的方法，它可以适用于任何宽视场偏振计，偏振结果的螃蟹脉冲星与POLAR。最后，还将讨论用POLAR-2（POLAR的后继者）探测脉冲星的推断能力。
2021-09-07 astro-ph.HE
Altitude Limits for Rotating Vector Model Fitting of Pulsar Polarization
传统的脉冲星极化扫描分析是从点偶极旋转矢量模型（RVM）近似出发的。如果增加扫描相移的测量值，就可以得到发射高度的估计值（Blaskiewicz，Cordes，& Wasserman）。然而，对磁力线后掠角和有限高度效应的更现实的处理表明，这种估计在适度高度~ 0.1 R_{LC}处失效。这样的射电发射高度与年轻的高能毫秒级射电星有关，后者在γ射线群中占主导地位。我们量化的击穿高度作为一个功能的观看几何形状，并提供简单的拟合公式，允许观察员纠正基于RVM的高度估计，保持合理的精度R ~ 0.3 R_{LC}。我们简要地讨论了其他观测，可以检查和改善高度估计。
2012-06-26 astro-ph.HE
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
An Examination of Polarization Mode Transitions in Pulsar Radio Emission
本文利用统计模型分析正交偏振模式强度的随机涨落，推导Stokes参数等分布，揭示模式转换中的对称性、去偏振及线偏振下限。
2023-12-18 astro-ph.HE
Meterwavelength Single-pulse Polarimetric Emission Survey. VI. Towards understanding the Phenomenon of Pulsar Polarization in Partially Screened Vacuum Gap model
本工作基于MSPES巡天对123颗脉冲星的偏振行为进行研究，利用旋转矢量模型测量发射高度，发现低自转能损脉冲星单脉冲的分数线性偏振显著高于平均轮廓，并引入部分屏蔽真空间隙模型解释了该偏振特征的产生机制。
2023-06-05 astro-ph.HE
Phase-resolved polarization properties of the pulsar striped wind synchrotron emission
自从五年多前费米望远镜发射以来，已经发现了许多新的伽马射线脉冲星，它们具有有趣的特性，挑战了我们目前对脉冲星物理学的理解。对蟹状星云脉冲星的观测提供了对脉冲光谱的宽带分析，相位分辨的变化允许改进现有的模型来解释脉冲形状，光谱和偏振特性。后者给出了发射区域的几何形状以及磁场的结构的内部。基于有限电流片厚度条纹风的精确解析解，详细分析了同步辐射产生的相位分辨偏振变化。我们假设，主要贡献的风发射率来自一个薄的过渡层，占主导地位的环形磁场反转其极性，所谓的电流片。产生的辐射主要是线性偏振的。在非脉冲区，电矢量位于脉冲星旋转轴在天空平面上的投影方向上。该属性是风模型所独有的，并且与Crab数据非常一致。其他属性，如减少程度的偏振和特征扫描的脉冲内的偏振角也被再现。这些性质在定性上不受风洛伦兹因子、轻子注入幂律指数、冷热粒子对比度、脉冲星倾角和视线倾斜度变化的影响。
2013-08-05 astro-ph.HE
A recent change in the optical and γ-ray polarization of the Crab nebula and pulsar
我们报告了利用Galway天文斯托克斯偏振计（GASP）、哈勃空间望远镜/高级巡天照相机（HST/ACS）和国际伽马射线天体物理实验室卫星（Integral）对蟹状星云和脉冲星系统的光学和γ射线光子偏振的观测结果。当结合其他光学偏振观测结果时，这些结果表明偏振的光发射和γ射线偏振以类似的方式变化。通过这项工作已经观察到光学偏振角的变化，从2005年的109.5 \pm 0.7°到2012年的85.3 \pm 1.4 °。另一方面，γ射线偏振角从2003-2007年的115 \pm 11 °变为2012-2014年的80 \pm 12 °。在过去几年中，Agile和Fermi的高能γ射线任务在蟹状星云中探测到了强烈的耀斑活动，并提出了磁重联过程来解释这些观测结果。GASP和Integral首次观测到蟹状星云/脉冲星的偏振光学和γ射线发射的变化，这可能表明蟹状星云中可能存在重联。我们还报告，为第一次，从蟹状星云脉冲星+结系统的光学圆偏振的非零措施。
2015-11-24 astro-ph.HE
On the mean profiles of radio pulsars II: Reconstruction of complex pulsar light-curves and other new propagation effects
我们在前一篇文章中概述了射电光变曲线理论和射电星偏振形成的一般情况。我们预测了线偏振位置角的倾斜与圆偏振之间的一一对应关系。然而，一些射电望远镜显示出与这种相关性的明显偏差。本文应用脉冲星磁层中的无线电波传播理论分析了导致这些偏差的个别效应。我们表明，在我们的理论中，一个给定的模式的圆偏振可以切换其符号，而不需要引入一个新的辐射模式或其他影响。此外，我们表明，在不同的高度上产生不同的发射模式可以解释可能具有X-O-X光变曲线图案的恒星，与我们预测的不同。我们的传播理论中的无线电发射的一般性质进行了讨论。特别是，我们计算了不同的辐射高度的强度模式，并提出了不同的观察者视角的光变曲线。在这方面，我们还研究了光变曲线和偏振轮廓的脉冲间的双光子晶体。此外，我们解释的位置角曲线的特征宽度通过引入宽发射区的概念。射电偏振剖面的另一个重要特征是位置角从中心的偏移，这在某些情况下表现出对观测频率的弱依赖性。在这里，我们表明，传播效应并不一定意味着一个显着的频率依赖的位置角曲线的变化。
2017-04-27 astro-ph.HE
Repeating Fast Radio Bursts from Pulsar-Asteroid Belt Collisions: Frequency Drifting and Polarization
快速射电暴是一种新的河外射电瞬变现象。有些人表现出重复的行为。最近的观察表明，一些重复的FRB（例如，FRB 121102）呈现时频下漂模式和近100个$\%$线极化。根据\citet{dai 2016}提出的重复FRB可能起源于一颗缓慢旋转的老年脉冲星与一颗恒星质量天体周围的小行星带碰撞的模型，我们重点研究了时频漂移和偏振的预测。在这种情况下，频率漂移主要是由脉冲星磁层的几何结构引起的，漂移率-频率指数为$25/17$。另一方面，通过考虑入射小行星的典型微分质量分布，我们发现质量为$m\gtrsim 10^{17}~{\rm g}$的小行星与脉冲星碰撞将提供丰富的引力能，为FRB提供动力。由于入射小行星的质量差异，预计FRB的频带会很宽。此外，我们还模拟了重复FRB的线偏振分布，对于通量比最大通量低一个数量级的FRB，用$\gtrsim$ 30 $\%$约束线偏振。
2020-10-27 astro-ph.HE
Exponential Fluctuations in the Modes of Orthogonal Polarization in Pulsar Radio Emission
脉冲星射电辐射偏振的统计模型增强占重调制的发射，斯托克斯参数的可能的协方差，和观察到的总强度，偏振和分数偏振的分布的不对称性，通过处理的正交偏振模式的强度作为指数随机变量。该模型用于推导理论分布，以与观察到的进行比较。由此产生的分布是单峰和一般不对称。单峰性来自于模型的基本假设，即正交模式是叠加的。这种不对称性主要来源于模式强度的不同波动。分数偏振的分布被截断的程度的线性和圆偏振固有的模式。一些可观察到的参数，量化的统计特性的发射和它的偏振导出，并示出的功能，只有模式的平均强度，M的比率，表明它们的光谱共同演变根据频率依赖性的M。该模型的这种特殊实现要求模式以不同的方式波动，以便复制观察结果。由于一个单一的基本发射机制似乎不太可能选择性地调制模式的强度，不同的波动归因于不同的发射机制的模式或模式依赖的传播或散射效应的脉冲星磁层。
2022-09-01 astro-ph.HE
Polarized synchrotron emission from the equatorial current sheet in gamma-ray pulsars
偏振是一种强有力的诊断工具，可以用来确定γ射线源中高能脉冲发射和粒子加速的位置。最近对脉冲星磁层的粒子模拟表明，高能辐射是由赤道电流片中发射同步辐射的粒子加速产生的。在这项研究中，我们重新检查的模拟数据来计算相位分辨偏振特性。我们发现，辐射是轻度偏振的，并且在通量与线偏振度（开脉冲：~ 15%，关脉冲：~30%）之间存在着一种线性关系。脉冲过程中极化的降低主要归因于电流片中焦散线的形成。当视线通过电流片时，由于磁极性的变化，每个光脉冲系统地伴随着偏振角的快速摆动。在脉冲星倾角约60度和观测者视角约130度的情况下，可以很好地再现在蟹状星云中观测到的光学偏振图案。预测的高能极化是当前片发射情景的一个强大功能，可以通过未来的X射线和伽马射线偏振测量仪器进行测试。
2016-09-05 astro-ph.HE
X-ray Polarization of the Intrabinary Shock in Redback Pulsar J1723$-$2837
Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）
研究红背脉冲星J1723$-$2837中双星冲击的X射线偏振，发现其最大偏振度为36%并提出条纹脉冲风模型。
2026-01-16 astro-ph.HE
Full-3D relativistic MHD simulations of bow shock pulsar wind nebulae: emission and polarization
弓形激波脉冲星风星云在不同的波长下被观测到各种复杂的形态，很可能是由于磁场强度和脉冲星风几何形状的差异。在这里，我们提出了一个详细的分析，显示这些差异如何影响这些系统中的观测特性，专注于非热同步辐射。通过对局部发射率采用不同的规定，在相对论MHD三维高分辨率数值模拟的磁场和流动模式之上，并考虑不同的视角，我们试图表征发射和偏振的主要特征，以验证这些是否以及如何用于获取信息，或对已知物体施加约束。例如，我们发现，在弓形激波尾部导致强烈湍流发展的条件下，发射模式会产生很大的差异，特别是在偏振光中。
2019-07-29 astro-ph.HE
Recovering the Pulse Profiles and Polarization Position Angles of Some Pulsars from Interstellar Scattering
星际散射会导致平均脉冲波形和偏振位置角（PPA）曲线的展宽和畸变，特别是对低频脉冲波形的展宽和畸变。本文实现了一种方法来恢复脉冲轮廓和PPA曲线的五个具有明显的散射脉冲轮廓在较低的频率。给出了模拟脉冲波形和PPA曲线的散射和去散射过程。作为实际应用，得到了PSR 1356-60、PSR 1831-03、PSR 1838+04、PSR 1859+03、PSR 1946+35的低频剖面和PPA曲线。实验结果表明，该方法可以恢复原始的脉冲波形和PPA曲线。
2012-02-15 astro-ph.HE
On frequency dependence of pulsar linear polarization
通过模拟脉冲星的发射和传播过程，研究了脉冲星线偏振的频率依赖性。线偏振波是相对论性粒子沿弯曲的磁场线流动产生的曲率辐射，具有普通模（O模）和特殊模（X模）分量。当发射的波向外传播时，两个模式分量由于0模式的折射而分离，并且它们的偏振状态也被修改。根据半径-频率图，低频辐射产生于磁层高层，在那里显著的旋转效应导致X和O模分离。因此，低频辐射具有大部分线性偏振。随着频率的增加，辐射从较低的高度产生，旋转效应变得更弱，两个模式的分布区域更加重叠。因此，更显着的去极化出现在更高的频率发射。此外，在极深的磁层中，O模的折射效应变得严重，使O模辐射向脉冲星光束的外部弯曲，并导致模分布区的分离，从而导致分数线极化随频率增加。如果在同一高度区域产生不同频率的辐射，严重的O模折射会导致剖面宽度和分数线偏振的减小。在我们的场景范围内，可以自然地解释某些星的线性偏振的频率依赖性。
2014-12-31 astro-ph.HE
IXPE Polarizations of the Lighthouse Pulsar, Trail, and Filament
Stanford University（斯坦福大学）；The University of Hong Kong（香港大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所，比萨分部）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）；INAF Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Firenze（意大利国家核物理研究所，佛罗伦萨分部）
研究通过IXPE观测灯塔脉冲星的偏振特性，发现丝状体偏振度高，暗示磁场湍流，与现有模型矛盾，同时发现尾迹和脉冲星的偏振特性差异。
2026-05-11 astro-ph.HE
Orthogonal polarization modes of nonbirefringent origin in a geometric radio pulsar signal model
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文中心，波兰科学院）
该研究提出一种几何脉冲星信号模型，证明仅通过辐射平均效应而非双折射，即可产生两种正交偏振模式，与观测特性相符。
2026-09-10 astro-ph.HE
Radio pulsar polarization as a coherent sum of orthogonal proper mode waves
射电脉冲星极化表现出许多复杂的现象，这些现象被归类为“超越旋转矢量模型"的范畴。结果表明，这些效果可以理解的几何术语，作为一个结果的相干和准相干的椭圆偏振的自然模式波。相干求和意味着观测到的偏振角（PA）轨迹并不总是对应于自然传播模式（NPM）波。相反，它们是NPM波的相干和的统计平均值，并且可以在距离自然模式的任何（和频率相关的）距离处观察到。因此，PA的观测轨迹可以偏离RVM任意远，并且可以是非正交的。对于相等振幅的NPM波的两对正交偏振模式（OPMs），位移45度，可以观察到，这取决于滞后分布的宽度。观测到的脉冲星偏振主要是由两个相互独立的效应引起的：模式振幅比的变化和相位滞后的变化。在堆芯区域，两种效应相互叠加，这可以产生在PSR B1933+16、B1237+25和J 0437 -4715堆芯中观察到的如此复杂的行为。相位滞后随频率$ν$的变化是观测到的这些特征随$ν$的强烈演化的主要原因。正交自然波的相干叠加是解释观测到的射电脉冲星偏振的一个有用工具。
2019-02-28 astro-ph.HE
Improved Measurements of the IXPE Crab Polarization
本文提出“同时拟合”方法，利用星云结构和脉冲星光变曲线的外部测量，通过最小二乘回归改进IXPE蟹状星云脉冲星与星云偏振的分离，模拟显示偏振不确定度改善约30%，并提取出更多显著偏振相位区间。
2023-06-15 astro-ph.HE
Origin of radio polarization in pulsar polar caps
University of Potsdam（波茨坦大学）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Max-Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Deutsches Elektronen-Synchrotron DESY（德国电子同步辐射中心）；Masaryk University（马萨里克大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
通过第一性原理的动能模拟，研究脉冲星极帽中无线电波的偏振特性，解释观测到的脉冲功率、谱、脉冲轮廓、偏振曲线及时间变化等现象，揭示偏振角与等离子体流动的关系。
2026-03-18 astro-ph.HE
Polarization Measurements of Arecibo-Sky Pulsars: Faraday Rotations and Emission-Beam Analyses
本研究利用阿雷西博双频偏振观测给出一批脉冲星的L/P波段RM与斯托克斯轮廓，并分析散射拖尾下的辐射束形态及几何模型。
2023-09-25 astro-ph.HE
Radio polarization of millisecond pulsars with multipolar magnetic fields
本研究针对毫秒脉冲星PSR J0030+0451，尝试利用无力场磁层解复现其射电极化，验证多极磁场下的磁层模型，成功复现了该脉冲星极化的部分特征。
2024-04-10 astro-ph.HE
Influence of the polar cap current on pulsar polarization
我们建立了一个曲率辐射的极化模型，考虑了极冠电流对偶极磁场的扰动。在不存在像差和延迟等旋转效应的情况下，研究了极帽电流对脉冲星射电辐射的影响。我们的模型表明，强度分量和偏振角拐点可以被转移到任何领先或拖尾侧取决于在观看的几何形状，在源分布（调制）的不均匀性，和极性帽电流引起的扰动的主要条件。此外，我们发现除了反对称型的起源的双晶型圆偏振的证据。我们的模型预测了一个更强的尾随组件相比，在某些特定条件下，一个给定的圆锥体的领先侧。
2012-08-08 astro-ph.HE
Depolarization Induced by Rapid Polarization Angle Swings: A Common Feature of Pulsars and Fast Radio Bursts?
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Tsung-Dao Lee Institute & School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道理论与计算科学中心及物理与天文学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
该研究提出脉冲星与快速射电暴（FRBs）可能存在线性偏振度与偏振角时间导数反相关的共同特征，通过脉冲星样本发现相关证据，其识别或助力理解FRBs起源并约束中子星参数。
2026-07-31 astro-ph.HE
Polarization of Synchrotron Emission from Rotation Powered Pulsars
Hiroshima University（广岛大学）；Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）
本文研究外间隙模型中含向内辐射的脉冲星同步辐射偏振，发现强度峰值处偏振角变化且常伴高偏振度，重叠时变化超50度，并与IXPE观测对比确定PSR B1509-58的视线方向。
2026-09-18 astro-ph.HE
Detecting Pulsar Polarization below 100 MHz with the Long Wavelength Array
我们使用长波阵列（LWA 1）的第一个站，研究了25至88 MHz之间的极化脉冲星发射。来自双星的偏振光在穿过磁化的星际介质时发生法拉第旋转。低频望远镜的观测对于获得精确的旋转测量（RM）是理想的，因为法拉第旋转的影响与观测波长的平方成正比。利用这些RM，我们获得了极化脉冲轮廓，以了解极化在25-88 MHz范围内如何变化。RM也被用来推导沿视线的电子密度加权平均银河磁场的值。我们目前的旋转措施和偏振配置文件的15个恒星获得的数据从LWA 1。这些结果提供了新的洞察低频偏振特性和脉冲星发射高度，并补充在较高频率的测量。
2020-06-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
Probing circular polarization in stochastic gravitational wave background with pulsar timing arrays
我们利用脉冲星定时阵列研究了在随机引力波背景中圆偏振的可探测性，这些背景来自于不同的源，如早期宇宙中的超大质量黑洞双星、宇宙弦和暴胀。计算了圆偏振随机引力波背景的广义重叠约化函数。我们发现在各向同性的背景下，圆偏振不能被检测到。然而，在各向异性的引力波背景下，有机会观察到圆偏振。我们还展示了如何从非极化的引力波中分离极化的引力波。
2015-12-30 astro-ph.HE gr-qc
FAST pulsar database: I. Polarization profiles of 682 pulsars
本研究基于FAST观测数据构建了含682颗脉冲星偏振轮廓的数据库，其中约460颗为首次观测，分析了轮廓特征并推导190颗脉冲星几何参数，发现偏振特性与频率、自转能损率的关联规律。
2023-07-14 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Polarization properties of X-ray millisecond pulsars
低质量X射线双星中弱磁化中子星的X射线爆发辐射和吸积激波辐射是在电子散射主导的平面平行大气中产生的。我们首先讨论了单次（非磁性）康普顿散射产生的极化，特别是高电子温度的去极化效应，然后讨论了平板中多电子散射产生的极化。我们进一步预测了核动力和吸积动力毫秒双星的X射线脉冲轮廓和偏振特性。我们引入了一个相对论性的旋转矢量模型，该模型考虑了由于热斑的快速运动而引起的偏振面的旋转以及光的弯曲。未来对X射线偏振的观测将为检验类星体发射区的几何结构及其物理特性提供有价值的工具。
2009-07-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Circular Polarization in Pulsars due to Curvature Radiation
相对论性等离子体（粒子或束团）的射束辐射，被约束沿着弯曲的轨道运动，发生在速度的方向。我们推广了相干曲率辐射模型，使之包含了脉冲星磁层辐射区的详细几何结构，并根据斯托克斯参数推导了偏振态。通过考虑均匀辐射和调制辐射，我们模拟了几个典型的脉冲轮廓。反对称类型的圆偏振只在发射源中存在调制或离散分布时才存在。我们的模型预测的偏振角摆动和圆偏振的符号反转之间的相关性作为一个几何性质的发射过程。
2010-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
