Constraining photon dispersion relations from observations of the Vela pulsar with H.E.S.S
量子引力（QG）的一些方法预测了由于洛伦兹不变性的破坏而引起的光子色散关系的修改。预期该效应影响接近有效QG能量标度的光子。这一尺度受到观测到的伽马射线的限制，这些伽马射线是从不同的天体物理学来源发射的，如伽马射线暴和活动星系核的耀斑。脉冲星表现出可能为毫秒时间尺度的周期性发射。2014年，H.E.S.S.实验报告的检测下降到20 GeV的伽马射线从船帆座脉冲星具有89毫秒的周期性。使用似然分析，校准与一个专用的蒙特卡罗程序，我们得到的QG能量尺度与船帆座脉冲星的第一个限制。在本文中，使用的方法和校准程序将被描述，并将讨论结果。
2015-09-11 astro-ph.HE
Constraining the production of cosmic rays by pulsars
强子宇宙射线（CR）的可能来源之一是新生的强子。如果情况确实如此，它们应该具有由CR与星际气体相互作用产生的扩散伽马射线晕。在本文中，我们试图确定扩展的伽玛射线辐射周围的年轻恒星，利用7年的费米-LAT数据。为此，我们选择和分析了一组八个最有可能拥有可检测的伽马射线晕的恒星。我们发现扩展发射，可能被解释为伽马射线晕的情况下，PSR J 0007 +7303。它的光度与注入的宇宙射线$\sim 10^{50}$ erg的总能量一致，尽管对这个来源的其他解释是可能的。不管这个源的性质，我们把边界的伽玛射线晕的光度表明，银河系CRs的整体能量预算的贡献是次主导的GeV-TeV范围内。
2016-09-09 astro-ph.HE
Constraining the Evolutionary Fate of Central Compact Objects: "Old" Radio Pulsars in Supernova Remnants
中心致密天体（CCO）是由射电宁静、自转缓慢（$\ge$ 100 ms）的年轻中子星组成的，它们具有极高的热X射线光度。它们的自旋下降特性意味着弱偶极磁场（$\sim$ $10^{10-11}$ G）和特征年龄远大于其宿主超新星遗迹（SNR）的年龄。然而，CCO可能拥有强大的“隐藏”内部磁场，可能在$\gtrsim$ 10 kyr的时间尺度上重新出现，中子星可能在这个过程中作为射电脉冲星激活。这表明，CCO的直系后代可能伪装成缓慢旋转的“旧”无线电信标。我们提出了一个X射线调查的所有普通的射电星在6千秒差距内，是位置一致的银河系的SNR，以测试之间的可能联系，所谓的老，但可能非常年轻的射电星，和SNR。这些目标都没有表现出异常高的热X射线光度，这表明它们是与叠加的SNR无关的真正的老的普通恒星。这意味着CCO要么是潜在的无线电干扰，在它们的SNR消失后很久才激活，要么它们保持永久的无线电静默。CCO的真正后代仍然逍遥法外。
2014-08-19 astro-ph.HE
Constraining Parameters in Pulsar Models of Repeating FRB 121102 with High-Energy Follow-up Observations
最近，重复的快速射电暴（FRB）121102的精确（亚弧秒）定位导致了持久的无线电和光学对应物的发现，在红移为$z=0.193$的宿主矮星系的识别，以及对更高频率对应物的几次搜索活动，这只给出了发射通量的上限。虽然FRB的起源仍然未知，但大多数现有的理论模型都与磁星，或更具体地说，磁星有关。在本文中，我们探讨持续的高能辐射从一个快速旋转的高磁化脉冲星与FRB 121102，如果内部逐渐磁耗散发生在脉冲星风。我们发现，将自旋向下的亮度转换为高能量的效率（例如，X射线）光度通常比单位小得多，即使是毫秒磁星。这为FRB 121102的高能对应物的未检测提供了解释。我们进一步用当前的高能观测资料约束了脉冲星的自旋周期和表面磁场强度。此外，我们比较我们的结果与其他方法在以前的作品中给出的限制，并期望将我们的新方法应用到其他一些开放的问题在未来。
2017-09-01 astro-ph.HE
Constraining the orbital inclination and companion properties of three black widow pulsars detected by FAST
本文构建射电食模型，解释FAST探测的三颗黑寡妇脉冲星的流量与色散量变化，约束其轨道倾角、伴星质量损失率及风速，为未来测定伴星磁场和脉冲星质量奠定基础。
2023-10-12 astro-ph.HE
Constraining Axion Mass through Gamma-ray Observations of Pulsars
我们分析了9年的PASS 8 $\textit{Fermi}$-LAT数据在60 $-$ 500 MeV的范围和确定通量上限（UL）的17个伽马射线暗恒星作为探针的轴子产生的核子-核子韧致辐射的脉冲星核心。使用先前发表的轴子衰变γ射线光子通量模型的EQUARARS依赖于一个高的核心温度为20兆电子伏，我们提高了UL轴子质量（$m_a$）的测定，在95%的置信水平，9.6 $\times$ 10 $^{-3}$ eV，这是一个因素的8以前的结果的改善。我们表明，轴子发射率（单位体积的能量损失率）在现实的较低的脉冲星核心温度为4兆电子伏或更低的减少到这样的程度，轴子发射率和伽马射线信号变得可以忽略不计。我们考虑一个替代的排放模型的基础上，每质量的能量损失率，使$m_a$被约束与$Fermi$-LAT观测。这个模型产生了一个合理的UL $m_a$为10 $^{-6}$ eV的脉冲星核心温度$<$ 0.1兆电子伏，但知识的程度，在脉冲星$B$领域的轴子到光子转换将需要作出精确的UL轴子质量的测定。轴子通量的峰值很可能产生$\leq$ 1 MeV能量范围内的伽马射线，因此未来的中等能量伽马射线任务（如AMEGO和e-ASTROGAM）的观测对于进一步限制UL $m_a$至关重要。
2019-08-09 astro-ph.HE
Constraining gamma-ray pulsar gap models with a simulated pulsar population
随着费米大天区望远镜（LAT）发现的大量年轻伽马射线双星，粒子群合成已经成为比较它们的集体性质与模型预测的有力工具。我们合成了一个脉冲星人口的基础上的无线电发射模型和四个伽马射线间隙模型（极帽，槽隙，外间隙，和单极焦散）归一化到选定的调查组中检测到的无线电脉冲星的数量。光度和宽光束从外部的差距可以很容易地解释费米探测的数量在2年的观测。宽缝隙束需要增加预测亮度的10倍才能产生合理数量的伽马射线源。这种亮度的大幅增加可以通过实施偏移极冠来适应。窄极冠光束最多只贡献少数LAT光子。出生地点和脉冲星自旋下降功率（Edot）的标准分布无法再现LAT结果：所有模型都低估了具有高Edot的LAT脉冲星的数量，并且它们无法解释在高Edot下检测到无线电和伽马射线束的高概率。的聚束因子保持接近1超过40年的Edot演变的槽隙，而它显着降低，随着年龄的增加外间隙。槽隙光度与Edot的演变与LAT数据中看到的伽马射线光度的大色散是相容的。较强的演化预测外间隙，这是联系到极帽加热的返回电流，显然是不支持的LAT数据。因此，LAT的伽马射线双星样本提供了一个新的视角，从年轻的双星的伽马射线发射的亮度和束宽的早期演变，呼吁薄和更明亮的差距。
2012-08-31 astro-ph.HE
Constraining the luminosity function parameters and population size of radio pulsars in globular clusters
银河系射电望远镜的光度分布被认为是对数正态分布。应用此函数形式的人口的球状星团的恒星，我们采用贝叶斯方法来探索的平均值和标准差的功能，以及在集群中的恒星总数的约束。我们的分析是基于观测到的一些限制通量密度的Bronzars，个别Bronzars的通量密度的测量，以及从集群的方向扩散发射。我们应用我们的分析，泰山5和证明，在合理的假设下，潜在的可观察到的恒星的数量是在95.45%的可信区间133 $^{+101}_{-58}$。波束的考虑将使真实的种群规模增加大约两倍。
2012-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar Population Synthesis with Magnetorotational Evolution: Constraining the Decay of Magnetic field
The University of Hong Kong（香港大学）
本文通过磁旋转演化过程构建脉冲星人口合成模型，利用马尔可夫链蒙特卡洛技术拟合观测样本，测试两种磁场衰减模型，发现指数模型更优，表明磁场衰减是主导过程。
2026-04-15 astro-ph.HE
Constraining viewing geometries of pulsars with single-peaked gamma-ray profiles using a multiwavelength approach
自2008年6月费米宇宙飞船上的大面积望远镜（LAT）发射以来，观测到的伽马射线天体数量急剧增加。在射频上也观察到大量的这种现象。使用高质量的无线电极化数据导出了对显示单峰伽马射线轮廓的6个伽马射线天体中的5个的观察几何形状的约束（Weltevrede等人，2010年）。我们获得独立的约束观察几何6通过使用几何发射代码来模拟费米LAT和无线电光变曲线（LC）。我们找到适合的磁倾角和观察者的角度，通过搜索的解决方案空间的眼睛。我们的结果通常与先前获得的结果一致（Weltevrede等人，2010），虽然我们确实在某些情况下发现了小的差异。我们将指出如何伽马射线和无线电脉冲的形状，以及它们的相对相位滞后导致的解决方案空间中的约束。对应于拟合的通量校正因子的值也被导出（有误差）。
2012-01-23 astro-ph.HE
Introducing the HD+B model for pulsar wind nebulae: a hybrid hydrodynamics/radiative approach
对数量迅速增加的脉冲星风星云的识别和定性是，并将继续是高能伽马射线天体物理学的一个挑战。鉴于这种系统构成-到目前为止-最多的预期人口在TeV制度，这种特性是重要的，不仅要了解源本身从个人和人口的角度来看，而且能够将它们与其他频率的观测，特别是在无线电和X射线。此外，我们需要消除天空中高度混乱区域的星云发射，以揭示其他潜在的发射体。在本文中，我们提出了一种新的方法，脉冲星风星云的理论建模：一个混合流体动力学辐射模型，能够再现的源的形态特征和光谱，与相对有限的数值成本。
2020-04-17 astro-ph.HE
Constraining millisecond pulsar geometry using time-aligned radio and gamma-ray pulse profile
自费米伽马射线太空望远镜发射以来，已经发现了数百个伽马射线天体，其中一些是无线电大声的，一些是无线电安静的，具有时间对齐的无线电和伽马射线光变曲线。在第二个费米脉冲星表中，根据费米卫星上的大面阵望远镜三年来收集的数据，新发现了117颗伽玛射线脉冲星，提供了伽玛射线脉冲的峰距~$Δ$和伽玛射线脉冲与射电脉冲之间的射电滞后~$δ$等丰富的信息。我们选取了几个射电巨噪毫秒γ射线源，其周期为~$P$，在2 - 6~ms范围内，γ射线剖面呈双峰型。我们试图限制其磁层的几何形状，即磁轴和视线倾角为每个这些系统。我们应用了一个从恒星表面到条纹风区域的无力偶极磁层--在光柱之外--来拟合观测到的伽马射线脉冲轮廓，与它们与射电轮廓的相位一致。在决定拟合曲线是否合理时，我们采用最小二乘法将观察到的伽马射线强度与我们模型中发现的强度进行比较，强调伽马射线峰的振幅、它们的间隔以及相位之间的滞后无线电和伽马射线峰。我们得到了与十毫秒双星观测相符合的最佳拟合和合理的参数。最后，我们用磁倾角~$α$和视光倾角~$ζ$来约束每个脉冲星的几何形状。我们发现这两个角度都大于约~$45^{\rm o}$。
2021-03-02 astro-ph.HE
Constraining the geometry of PSR J0855-4644: A nearby Pulsar Wind Nebula with Double Torus/Jet Morphology
目的：PSR J 0855 -4644是一颗快速旋转的高能脉冲星，在超新星遗迹RX J0852.0-4622东南边缘附近的射电波长处被发现。后续的观测揭示了脉冲星的X射线对应物和略微不对称的PWN，这表明可能存在喷流结构。PSR J 0855 -4644是一颗\dot{E} /d^{2}最高的脉冲星之一，没有探测到GeV的γ射线脉动。研究方法：通过专门的钱德拉观测，我们进行了详细的空间建模，以约束PWN的几何形状，特别是脉冲星的视线线\rm PSR}。我们还进行了几何射电和γ射线光变曲线模拟，以进一步约束τ_{ \rm PSR}和磁饱和度α。结果如下：观测结果表明，紧凑的XMM源，被认为是X射线脉冲星，可以进一步分解为一个点源，被一个纵向长度为10”的细长轴对称星云包围。脉冲星通量仅代表XMM致密源的\sim 1\%，其光谱可以用温度kT=0.2 keV的黑体很好地描述，而周围星云的光谱要硬得多（幂律模型的Γ=1.1）。假设扩展发射的起源是来自双环面，则得到ε_{ \rm PSR}=32.5 \dg \pm 4.3 \dg。来自几何光变曲线建模的独立约束产生α \lesssim 55 \dg和α \lesssim 55 \dg和10 \dg \lesssim| β-α| \lesssim 30 \dg .对放射性光变曲线进行χ^2拟合，得到最佳拟合点为（α，α_{ \rm PSR}…
2016-10-21 astro-ph.HE
Radiative damping and emission signatures of strong superluminal waves in pulsar winds
我们分析的阻尼辐射反应和康普顿阻力的强，超光速电磁波的背景下，脉冲星风。通过估计效率和特征辐射频率来找到相关的辐射特征。将这些估计应用到含有PSR B1259-63的伽马射线双星，我们表明，费米-LAT观测到的GeV耀斑可以理解为逆康普顿发射的粒子散射光子从伴星，如果脉冲星风终止冲击获得的超光速波的前兆约30天后，近星点。这将风的质量负载因子$μ=L/\dot{N}mc^2$（其中$L$是光度，$\dot{N}$是电子和正电子的损失率）限制为大约$6\times 10^4$。
2013-08-12 astro-ph.HE
Constraining pulsar gap models with the light-curve and flux properties of the gamma-ray pulsar population
我们比较人口合成结果的内部和外部磁层发射模型的各种特性测量的第一个LAT脉冲星目录的无线电大声和无线电弱或无线电安静的伽玛射线天体。我们发现，所有的模型都无法重现观测结果：对于每个模型，都缺乏明亮和充满活力的物体，这表明非偶极磁场结构或自旋下降的演变。我们在模拟的伽马射线光度与自旋下降功率关系中发现的大色散不允许使用费米数据中看到的当前趋势来区分模型。对于每个模型和每个费米探测到的脉冲星，我们已经产生了光变曲线作为折射率和倾角的函数。使用最大似然法将理论曲线与观察曲线拟合，以得出最佳拟合方向，并比较每个模型重现数据的效果。包括无线电光曲线给出了一个额外的关键约束，以限制方向空间
2011-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining small scale magnetic fields through plasma lensing: Application to the Black widow eclipsing pulsar binary
在电子密度变化剧烈的区域，射电辐射可以被等离子体透镜效应显著放大。在存在磁场的情况下，对于两个圆极化，时间和频率的放大率将不同。我们展示了这些效应如何可以用来测量或约束平行于视线的磁场，$B_\parallel$，以及它的空间结构，$σ_{B_\parallel}$，在透镜区。此外，我们还讨论了广义法拉第旋转如何限制垂直场$B_\perp$的强度。我们试图对最近发现等离子体透镜现象的黑寡妇脉冲星PSR~B1957+20进行这样的测量。对于这个系统，压力平衡表明$B\gtrsim 20\,$ G位于脉冲星和伴星风之间的界面处，那里是射电食开始和结束的地方，也是大多数透镜现象发生的地方。我们没有发现大规模磁场的证据，平均而言，$B_\parallel=0.02\pm0.09\,$ G的出口透镜区。从个别的透镜事件，我们强烈约束小尺度磁结构$σ_B<10\,$毫克，从而排除了一个强大的，但迅速变化的领域的情况。最后，从缺乏减少平均圆极化在同一地区，我们排除了一个强大的，准横场。我们无法确定这个系统中隐藏着一个大磁场的任何可能的情况，这使得脉冲星和伴星风之间的界面性质成为一个谜。我们的方法可以应用到其他显示等离子体透镜的源，包括其他的食双星和快速射电暴，以研究磁场的局部性质。
2018-09-28 astro-ph.HE
Constraining the Pulsar 3D Velocity Distribution: The Impact of Spin-Velocity Alignment
Beijing Normal University（北京师范大学）；Henan Academy of Sciences（河南省科学院）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
本文通过引入自转速度对齐约束，重构了18颗脉冲星的三维速度分布，发现Gamma分布能较好描述速度分布，但数据不足以明确区分模型。研究强调几何假设在群体推断中的重要性。
2026-02-28 astro-ph.HE
Post-outburst Observations of the Magnetically Active Pulsar J1846-0258: a new braking index, increased timing noise, and radiative recovery
约800年前的脉冲星J1846-0258是介于旋转动力脉冲星和磁星之间的一个独特的过渡天体：尽管它在大部分时间里表现得像一颗旋转动力脉冲星，但在2006年，它表现出明显的磁星样爆发，伴随着一个大的故障。在这里，我们提出了X射线定时观测与罗西X射线定时探测器超过2.2年的时间后，X射线爆发和故障已经恢复。我们观察到脉冲星的制动指数，以前测量为n=2.65+/-0.01，现在是n=2.16+/-0.13，减少了18+/-5%。我们还注意到，相对于爆发前的水平，定时噪声持续增加。尽管时间发生了变化，2009年钱德拉X射线天文台的观测显示，脉冲星及其风星云的X射线通量和光谱与2000年观测到的静止水平一致。
2011-02-21 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
Constraining the Neutron Star Mass-Radius Relation and Dense Matter Equation of State with NICER. I. The Millisecond Pulsar X-ray Data Set
我们介绍了一组深中子星内部成分探测器（NICER）X射线定时观测附近的旋转动力毫秒双星PSR J 0437 -4715，J 0030 +0451，J1231-1411和J2124-3358，选择作为约束质量的目标-通过中子星脉冲热X射线发射的模拟，讨论了中子星的半径关系和稠密物质状态方程。我们描述的仪器，观测和数据处理/减少程序，以及一系列的调查进行，以确保数据集的属性是合适的参数估计分析，产生可靠的约束条件的中子星质量半径关系和致密物质状态方程。我们发现，长期的时间和流量的行为和事件数据的傅立叶域属性不表现出任何异常，可能会对预期的测量产生不利影响。从相位选择光谱，我们发现，从各个脉冲峰的发射是很好地描述了一个单一的温度氢气氛光谱，与PSR J 0437 -4715，其中需要多个温度的例外。
2019-12-12 astro-ph.HE
To understand the radiative processes of pulsars and fast radio bursts with the FAST
University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；School of Physics, Peking University（北京大学物理学院）；School of Physics and Mechanical Electrical & Engineering, Hubei University of Education（湖北教育学院物理与机电工程学院）
本文基于FAST观测数据，探讨脉冲星和快速射电暴的辐射机制，提出新的研究视角，强调利用FAST高灵敏度望远镜进一步研究的重要性。
2026-04-11 astro-ph.HE
Constraining the Accretion Flow in Sgr A* by General Relativistic Dynamical and Polarized Radiative Modeling
本文简要总结了从吸积流中模拟Sgr A* 偏振亚毫米光谱和拟合观测光谱的方法。动态流动模型是基于三维广义相对论磁流体动力学模拟。对偏振回旋同步辐射进行了完全自洽的辐射转移。我们编制了Sgr A* 的平均亚毫米光谱，并将其与平均模拟光谱拟合。在6 M处，我们估计了倾斜角θ =42- 75度，质量吸积率Mdot=（1.4-7.0）× 10^{-8}Msun/yr，电子温度Te=（3-4）× 10^{10}K的范围。我们讨论了动力学建模中的多个警告，这些警告必须得到解决才能取得进一步的进展。
2012-12-17 astro-ph.HE
Constraining the luminosity function parameters and population size of radio pulsars in globular clusters
对银河系射电双星的研究表明，它们的光度分布似乎是对数正态分布。我们调查的一些后果时，发生的一个适用于这个功能的形式人口的球状星团的恒星。我们使用贝叶斯方法来探索约束的平均值和标准偏差的光度函数，以及总数量的，给定一个观察到的样本的下降到一些限制的通量密度，占的测量的通量密度的个别的的集群的方向，以及漫发射。我们应用我们的分析，泰山5，47 Tuccino和M 28，并证明，在合理的假设下，潜在的可观测的恒星的数量应该在95%的可信区间内的$147^{+112}_{-65}$，$83^{+54}_{-35}$和$100^{+91}_{-52}$，分别。波束的考虑将使真实的种群规模增加大约两倍。然而，使用非信息先验，由于通量密度测量的缺乏和质量，约束并不严格。未来星团脉冲星的发现和改进的通量密度测量将允许这种方法被用来更准确地约束光度函数，并比较不同星团之间的光度函数。
2013-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The radiative X-ray and gamma-ray efficiencies of rotation powered pulsars
我们使用Kargaltsev & Pavlov（2008）的样本对旋转动力的双星及其周围星云的X射线光度进行了统计分析，并对费米探测到的双星的伽马射线发射进行了分析。我们报告了一个强烈的趋势，在效率与自旋向下的功率转换为X射线和伽马射线发射的特征年龄：年轻的恒星和他们周围的星云是有效的X射线发射器，而在对比老恒星是有效的伽马射线发射器。我们将X射线样本分为年轻样本（τ <1.7 × 10^4年）和老年样本，并使用线性回归来寻找X射线和伽马射线光度的对数与周期和周期导数的对数之间的相关性。年轻恒星及其星云的X射线发射都符合L_X ~ Pdot^3/P^6。对于老恒星和它们的星云，X射线光度与或多或少的常数效率η = L_X/Edot = ~ 8x 10 ^-5是一致的。对于γ射线光度，我们确认L_gamma ~ Edot^（1/2）。我们讨论这些发现的背景下，对生产脉冲星磁层和条纹风模型。我们认为，条纹风模型可以解释脉冲星风星云的X射线性质与脉冲星本身的相似性，根据条纹风模型，脉冲星风星云和脉冲星本身的X射线性质都可能起源于光柱之外的脉冲星风区。
2010-11-29 astro-ph.HE
Constraining positron emission from pulsar populations with AMS-02 data
正电子的宇宙线通量是由星载粒子谱仪AMS-02高精度测量的。在Geminga和Monogem PWNe周围观测到TeV能量的$γ$射线后，脉冲星风星云（PWNe）对过量正电子（$e^+$）宇宙射线通量有显著贡献的假设得到了巩固。在这项工作中，我们进行了大量的模拟银河系的恒星人口，采用不同的分布，他们在银河系中的位置，固有的物理性质，对发射模型，以克服ATNF目录的不完整性。我们将$e^+$ AMS-02数据与初级宇宙射线与星际介质碰撞产生的次级分量相拟合。我们发现，几个模拟星系有一个脉冲星人口能够解释所观察到的$e^+$流量，通常由几个明亮的来源。我们确定了主导$e^+$通量的恒星的物理参数，并评估了不同假设对径向分布、自旋下降特性、银河系传播情景和$e^+$发射时间的影响。
2021-12-06 astro-ph.HE hep-ph
Constraining the slow-diffusion zone size and electron injection spectral index for the Geminga pulsar halo
Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（高能物理研究所，中国科学院粒子天体物理重点实验室）
通过HAWC实验数据约束Geminga晕的慢扩散区大小和电子注入光谱指数，结合两区扩散模型得出慢扩散区半径范围及光谱指数上限，验证预测正电子谱与AMS-02测量一致。
2024-02-18 astro-ph.HE
Constraining scalarization in scalar-Gauss-Bonnet gravity through binary pulsars
本文利用密近双星系统中的双星观测结果，导出标量-高斯-邦内（sGB）引力中标量化的强约束。由于标量化的中子星携带非零标量变化，它们在吸气时会发射标量偶极辐射，这加速了轨道衰变。观测结果支持了这样的猜想，即对于观测到的双星，这种辐射要么不存在，要么非常小。利用这一点，我们确定了sGB引力的允许参数范围。我们还将导出的约束转移到sGB引力中的黑洞。事实证明，标量化静态黑洞的最大质量不可能超过大约10到20个太阳质量，这取决于我们对核物质状态方程的初始假设。另一方面，黑洞的标量电荷可以达到相对较大的值，这是潜在的可观察的。
2022-11-17 astro-ph.HE gr-qc
Radiative pulsar magnetospheres: oblique rotators
脉冲星的磁层充满了相对论对，它们从射电波长中大量发射光子，能量高达GeV，有时在TeV范围内。高效的粒子加速将恒星旋转动能转化为无线电、X射线和伽马射线光子。没有力的磁层没有耗散，不能进行这种转换。某些非理想的等离子体效应必然会在磁层中产生。在本文中，我们计算脉冲星辐射磁层的辐射反应极限，辐射完全平衡单粒子加速度的数值解。使用适当的欧姆定律，耗散仅由对多重性因子~ $κ$控制。此外，我们允许一个最小的辐射区域，其中仅在需要时添加耗散，或者允许一个无外力的内部辐射外部模型。这种方法自然地和自洽地将粒子动力学与其在超相对论性区域中的辐射场联系起来。我们的解决方案倾向于适度大的多重性，$κ\gg 1$，减少自旋向下的能量转化为辐射的无力限制。然而，对于足够低的多重性$κ\lesssim1$，一个显着的部分自旋下降的能量流入辐射通过粒子加速。电磁场对等离子体所作的功主要发生在光柱外的条纹风的电流片中。然而，无论模型如何，对磁拓扑结构的影响都可以忽略不计。因此，如图所示，相关的天空图和光变曲线仅受到微弱的影响。
2022-02-25 astro-ph.HE
Constraining the Pulsar Beaming Fraction with TeV-Selected Galactic Pulsar Wind Nebulae and unidentified TeV Sources
The University of Tokyo（东京大学）；Hiroshima University（广岛大学）；Yamagata University（山形大学）
本文利用TeV选定的脉冲星风 nebulae 和未识别TeV源，估算不同波段和TeV巡天中的束宽分数，发现H.E.S.S.与HAWC/LHAASO之间存在差异，可能与巡天选择效应有关。
2026-04-17 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Constraining Models of the Pulsar Wind Nebula in SNR G0.9+0.1 via Simulation of its Detection Properties using the Cherenkov Telescope Array
SNR G0.9+0.1是银河系中心方向的一个著名的源，由超新星遗迹（SNR）和核心的脉冲星风星云（PWN）组成。我们研究了未来切伦科夫望远镜阵列（CTA）的潜力，模拟SNR G0.9+0.1的观测。我们研究了这个源的空间和光谱特性，并估计了这些测量的系统误差。如果VHE发射区域大于$\sim0.65'$，则源将被解决。还可以区分不同的光谱模型并计算截止能量。系统误差主要由IRF仪器的不确定度决定，特别是在低能时。我们计算了一个年轻的PWN内的SNR使用一个单区的时间依赖轻子模型的演变。我们将该模型应用于模拟CTA数据，发现它将有可能准确地测量截止能量的$γ$射线光谱。拟合的多波长光谱将使我们能够约束的PWN的磁化。相反，纯幂律谱将排除这种模型。最后，我们检查的光谱形状和能量密度的星际辐射场（ISRF）的PWN的参数估计的影响，发现他们没有显着的影响。
2020-09-30 astro-ph.HE
16 Years of RXTE Monitoring of Five Anomalous X-ray Pulsars
我们总结了1996年至2012年用RXTE定期监测的五颗非瞬态异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1841-045、RXS J170849.0-400910、1 E 2259+586、4U 0142+61和1 E 1048.1-5937的各种性质的长期演变。我们专注于这些源的三个属性：时间的演变，脉冲通量，和脉冲轮廓。我们报告了几个新的时间异常和辐射事件，包括2009年在1 E 2259+586中看到的一个假定的反毛刺，以及在1 E 1048.1-5937中大通量爆发后的第二个非常大的自旋下降率波动时期。我们编译了1996年至2012年期间从这5个AXP中观察到的11个毛刺和4个毛刺候选者的属性。总的来说，这些监测观察揭示了AXP样品行为的几种明显模式：（包括长寿命的通量增强，短爆发和脉冲轮廓变化）是罕见的，通常每隔几年才发生一次;大的辐射变化几乎总是伴随着某种形式的定时异常，通常是自旋上升故障;只有20-30%的时间异常伴随着任何形式的辐射变化。我们发现，AXP的辐射行为的时候，辐射响亮的毛刺是足够相似的，建议共同的物理起源。当比较AXP中辐射大声和辐射无声的毛刺时，毛刺特性的相似性表明恒星内部有一个共同的物理起源。最后，AXP和射电脉冲星故障的总体相似性表明这两种现象有着共同的物理起源。
2014-01-14 astro-ph.HE
Spectral formation in a radiative shock: application to anomalous X-ray pulsars and soft gamma-ray repeaters
在反常X射线源（AXP）和软γ射线中继源（SGR）持续发射的回退盘模型中，硬X射线发射来自于韧致辐射光子的体康普顿化和热康普顿化，这些光子是在吸积柱中产生的。这些源相对较低的X射线亮度意味着电子散射的横向光学深度适中，光子在侧向逃逸之前执行少量的激波交叉。我们探索的范围内的光谱形状，可以得到这个模型和最重要的参数依赖性的特征。我们用蒙特卡罗程序研究了吸积柱中辐射激波中光子的交叉，并计算了由此产生的光谱。正如预期的那样，高能幂律X射线谱产生于光子数谱指数大于或约为0.5的辐射冲击。我们发现，所需的横向光学深度是1和7之间。这样的光谱在低光度的X射线谱仪中观察到。我们在这里证明了一个简单的模型，康普顿上散射在吸积柱中的辐射激波可以产生硬X射线光谱类似于那些看到的持久和瞬态发射的AXP和SGR。特别是，可以获得高能幂律谱，光子数谱指数约为1，截止值为100 - 200 keV，横向汤姆逊光学深度约为5，这在AXP/SGR中是典型的。
2013-12-27 astro-ph.HE
Constraining the Accretion Flow in Sgr A* by GR Dynamical and Radiative Modeling
提出了基于3D GRMHD模拟的动力学吸积模型和广义相对论极化辐射转移模型的结合。通过人马座A* 的吸积流模型，给出了回旋同步辐射的GR射线追迹的形式。GR极化成像，以及频谱的一组可能的自旋和取向的结果。对热等离子体的法拉第旋转和法拉第转换系数采用了精确的拟合公式。轴对称流型和磁场几何形状对应于黑洞附近的平均3D GRMHD模拟，而分析模型用于远离黑洞。密度标度是通过拟合亚毫米级的通量而得到的。自旋$a=0.7$和倾斜角$θ=0.6$产生对亚毫米通量和线性偏振分数的最佳拟合。
2009-12-11 astro-ph.HE
Particle Acceleration and Nonthermal Emission at the Intrabinary Shock of Spider Pulsars. I: Non-Radiative Simulations
针对蜘蛛脉冲星双星内激波的X射线非热辐射，研究用二维PIC模拟揭示磁条带重联、上游电场及等离子体团随机相互作用对粒子的加速机制，并验证光谱和光变曲线与观测吻合。
2024-04-03 astro-ph.HE
The dynamics of Galactic centre pulsars: constraining pulsar distances and intrinsic spin-down
通过高精度的射电计时观测，我们发现在银河系中心（GC）方向的5颗再循环双星具有异常的自旋周期时间导数（$\dot P$）测量-PSR J1748 $-$ 3009、J1753 $-$ 2819、J1757 $-$ 2745，和J1804 $-$ 2858显示出$\dot P$的负值，并且发现PSR J1801 $-$ 3210具有非常小的$\dot P$值。我们将这些观测到的$\dot P$测量值归因于银河系引力场导致的这些恒星沿其视线（LOS）的加速度。使用银河系质量分布和脉冲星速度的模型，我们约束这些脉冲星的距离，将它们放置在银河系的远侧，提供第一个精确的距离测量到位于该区域的脉冲星，并允许我们考虑沿着这些LOS的电子密度。我们发现新的电子密度模型YMW 16比以前的模型NE 2001更符合这些观测结果。LOS动态进一步约束这些雷达的模型相关固有$\dot P$值，并且它们与其他已知雷达的测量值一致。在未来，对这些和GC附近的其他恒星的独立距离测量将使我们能够更准确地限制银河系的引力势。
2019-04-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the Nanohertz Gravitational Wave Background with an X-ray Pulsar Timing Array from NICER observations
Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
利用NICER观测数据对纳赫兹引力波背景进行约束，采用贝叶斯框架分析毫秒脉冲星数据，得出引力波背景上限并探讨X射线定时方法的可行性。
2025-12-19 astro-ph.HE gr-qc
Vacuum polarization and cyclotron resonance effects on radiative transfer and plasma deceleration in subcritical X-ray pulsars
Ioffe Institute（伊俄费研究所）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（穆拉德空间科学实验室，伦敦大学学院）；Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（天体物理学，物理系，牛津大学）
通过自洽辐射流体动力学模拟，研究强磁场中吸积通道的极化辐射传输，发现真空极化主导等离子体双折射，增强回旋谱特征和辐射减速，且回旋特征能量与吸积光度正相关。
2026-08-11 astro-ph.HE
Constraining the optical emission from the double pulsar system J0737-3039
我们提出了独特的系统J 0737 -3039（由两个天体组成，以下称为PSR-A和PSR-B）的第一次光学观测。使用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机的高分辨率照相机进行的超深光学观测无法检测到系统的任何光学发射，其亮度为m_F435W=27.0和m_F606W=28.3。估计的光通量限制被用来约束最近提出的三分量（两个热的和一个非热的）模型再现XMM-牛顿X射线光谱。它们表明PSR-A的非热幂律分量在低能量下存在断裂，并且与PSR-B表面的预期黑体发射相容。PSR-A磁层的光辐射的相应效率将与其他百万年前的恒星相当，因此表明这个参数可能不会在几百万年的时间尺度上急剧演变。
2012-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the GRB-magnetar model by means of the Galactic pulsar population
大部分的伽马射线暴（GRB）显示出X射线平台期，从瞬发辐射开始不到10^{5} s，被认为是由快速旋转的新生磁星的自旋能量驱动的。在这项工作中，我们使用银河系中子星人口的属性来约束GRB磁星的情况。我们重新分析了2005年1月至2014年8月期间所有具有已知红移的雨燕GRB的X射线平台。从GRB留下的磁星的初始磁场分布出发，利用磁场演化的数值模拟，结合脉冲星布居合成的蒙特卡罗模拟，研究了银河系中GRB磁星布居的演化和性质.我们发现，如果GRB X射线平台是由一个新形成的磁星的旋转能量，银河系磁星人口的当前观测属性是不兼容的GRB场景内形成（无论GRB类型或速率在z=0）。直接的结果是，我们应该允许磁星和“超磁星”的存在，它们具有不同的祖先，与长伽玛暴相关的Ib/c型超新星系统地形成具有更高初始磁场的中子星。我们认为在过去的百万年里（99% c.l.），我们银河系中由伽马射线暴形成的“超磁星”的上限为<16个。这个极限比从长期GRB率中粗略预期的要小一些，尽管非常大的不确定性不允许我们在这方面得出强有力的结论。
2015-10-06 astro-ph.HE
Revisiting the Intrabinary Shock Model for Millisecond Pulsar Binaries: Radiative Losses and Long-Term Variability
本研究改进了毫秒脉冲星双星系统的激波内模型，纳入辐射损失，验证其对已知系统影响不大，并预测PSR J1723-2837可被CTA探测，同时提出长期X射线变化源于激波形状变化，可解释光学与X射线同步变化。
2024-11-08 astro-ph.HE
Constraining alternative polarization states of gravitational waves from individual black hole binaries using pulsar timing arrays
脉冲星计时阵列对单个超大质量黑洞双星在其早期螺旋阶段产生的引力波扰动非常敏感。修正的重力理论允许发射重力偶极辐射，相对于低轨道速度的四极辐射，这种辐射增强，使早期的螺旋成为测试修正重力效应存在的理想状态。使用理论不可知论的描述修改后的引力理论的基础上的参数化后爱因斯坦的框架，我们探索的可能性检测偏离广义相对论使用模拟脉冲星定时阵列数据，并提供预测的约束条件，可以实现。我们推广的{ \tt enterprise}脉冲星定时软件，以考虑可能的额外的偏振状态和修改的相位演化，并研究如何准确地模拟信号的参数可以恢复。我们发现，虽然纯偶极模型可以部分恢复纯四极信号，但当使用具有所有极化状态的完整模型时，几乎不可能出现混淆。由于没有信号存在，并使用噪声水平在当代阵列中看到的，我们产生预测的上限，可以放置在替代偏振模式的振幅作为源的天空位置的函数。
2019-04-04 astro-ph.HE gr-qc
Testing Gravity Theories In The Radiative Regime Using Pulsar Timing Arrays
广义相对论预言了引力波（GW）的存在，它是具有两个偏振度和光的传播速度的时空扭曲的波。另一种理论预测更多的偏振，最多六个，以及传播速度可能偏离光速。本文回顾了最近的建议，以测试重力理论的辐射制度，通过观测全球Ws使用脉冲星定时阵列。
2011-05-27 astro-ph.HE gr-qc
Modes in Transitional Millisecond Pulsars: Evidence of Pulsar Wind-Induced Disk Heating from GRMHD and Radiative Transfer
Norwegian University of Science and Technology（挪威科技大学）；University of Valladolid UVA（巴利亚多利德大学）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）；Northwestern University（西北大学）；University of Toronto（多伦多大学）
研究过渡毫秒脉冲星X射线发射源，通过广义相对论磁流体动力学模拟及辐射转移代码后处理，探索不同盘状态，发现风致盘加热在高低X射线模式中均有贡献，解释了相关现象并与观测相符。
2026-07-22 astro-ph.HE
A Dynamical Model for the Evolution of a Pulsar Wind Nebula inside a Non-Radiative Supernova Remnant
超新星遗迹中的脉冲星风星云提供了一个独特的视角，可以深入了解中心中子星的性质，由其旋转能量损失提供动力的相对论风，其前身超新星以及周围环境。在本文中，我们提出了一个新的半解析模型，这样一个脉冲星风星云的演化耦合的动力学和辐射演化的脉冲星风星云，跟踪整个生命周期的超新星遗迹产生的祖先爆炸的脉冲星风星云的演化，并预测在此期间的脉冲星风星云的动力学和辐射特性。我们还讨论了这些参数的一组特定的预期的演变，并显示它再现了许多令人费解的功能，已知的年轻和年老的脉冲星风星云。该模型还预测了其演变的不同阶段的光谱特征，可通过新的无线电和伽马射线观测设施探测到。最后，这个模型的影响，以确定脉冲星风星云可以解释最近的测量宇宙射线正电子分数的PAMELA和宇宙射线轻子谱的ATIC和HESS。
2009-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the Milky Way's Pulsar Population with the Cosmic-Ray Positron Fraction
对与附近的恒星相关的TeV晕的观测表明，这些天体向星际介质注入了大量的高能电子-正电子对，从而可能对宇宙射线正电子通量做出了主要贡献。在本文中，我们使用AMS-02合作组测量的宇宙线正电子分数来约束本地脉冲星的人口特征。对于合理的模型参数，我们发现，我们可以得到很好的协议与测量的正电子分数高达$E_e \sim 300 \, {\rm GeV}$的能量。在更高的能量下，正电子分数主要由少量的正电子组成，这使得很难可靠地预测预期正电子分数的形状。低能正电子能谱支持了这样的结论：类星体通常将其总自旋下降功率的大约$η\sim 5-20\%$转移到非常高能量的电子-正电子对的产生中，产生具有硬谱指数$α\sim 1.5-1.7$的这种粒子的谱。这样的转子通常在$τ\sim 10^4 \, {\rm years}$量级的时间尺度上减速。我们的最佳拟合模型中，无线电和伽马射线束从恒星是检测到28%和62%的周围观察者，分别。
2023-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the parameters of the pulsar wind nebula DA 495 and its pulsar with Chandra and XMM-Newton
我们目前的光谱和时间分析的X射线发射的脉冲星风星云DA 495和它的中心对象，J1952.2+2925，建议是脉冲星，使用档案钱德拉和XMM-牛顿数据。J1952.2+2925有一个纯热谱，它既可以用温度为$\approx 215$ eV、发射区半径为$\approx 0.6$ km的黑体模型拟合，也可以用温度为80-90 eV的磁化中子星大气模型拟合。在后一种情况下，热辐射可以来自整个中子星表面，其温度与标准中子星冷却方案一致。我们还对J1952.2+2925非热通量提出了上限。推导出的光谱参数通常与仅基于Chandra数据的已发表的光谱参数兼容，但由于包含XMM-牛顿数据，它们更加准确。没有发现脉动，我们将J1952.2+2925脉冲发射分数的上限定为40%，利用星际吸收距离关系，我们估计了到DA 495的距离，如果J1952.2+2925的发射由大气模型描述，那么DA 495的距离可以高达5 kpc。我们编制了可能的星云多波长光谱，包括无线电数据;它们取决于中心物体的光谱模型。通过与其它脉冲星+风星云系统的比较，我们对J1952.2+2925的自旋下降光度和年龄进行了合理的限制。我们认为费米源3FGL J1951.6+2926可能是J1952.2+2925的$γ$射线对应物。
2015-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the dense matter equation-of-state with radio pulsars
射电望远镜为我们理解超核密度的物质提供了一些最重要的限制。到目前为止，这些约束主要是由精确的质量测量的中子星（NS）。通过结合两个质量最大的天体J 0348 $+$ 0432和J 0740 $+$ 6620的单个测量，得到的最大NS质量的下限为1.98 $M_\odot$（99%置信度），排除了大量的状态方程（EOS）。进一步的状态方程的限制，补充其他方法，可能来自测量的转动惯量（MOI）的相对论轨道的双星。双脉冲星PSR J 0737 $-$ 3039 A/B是首次通过脉冲星计时测量MOI的最有前途的系统。回顾这种方法，特别是基于双脉冲星的第一次MeerKAT观测，我们提供了充分的预测到未来的模拟定时观测与MeerKAT和SKA。在分析中，我们第一次考虑了自旋下降的质量损失。我们的研究结果表明，到2030年，MOI测量的准确度为11%（置信度为68%）。然而，如果到2030年，EOS足够为人所知，我们发现双脉冲星将允许7%的Lense-Thirring进动测试，或者提供GR中次领先阶引力波阻尼的$\sim3σ$测量。我们证明，轨道周期短于双脉冲星的双NS系统的潜在新发现，有望在以下方面取得重大进展：这些测量和对NS的约束很重要。
2020-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Searching for X-ray Variability in the Glitching Anomalous X-ray Pulsar 1E 1841-045 in Kes 73
反常X射线脉冲星（AXP）目前已被证实表现出显著的X射线变化性，并且是多产的毛刺，其中一些毛刺伴随着大的辐射变化。一个悬而未决的问题是，AXP故障是否通常伴随着辐射变化，与理解磁星的物理特性有关。在这里，我们报告的档案X射线数据的分析，从AXP 1 E ~1841 $-$ 045，在1993年和2007年之间获得的。该AXP位于SNR Kes~73的中心，自1999年以来通过{ \it RXTE}监测确定，在2002年至2007年期间出现了三次故障。我们已经寻找了相平均通量变化的证据，如果AXP中的小故障通常伴随着辐射变化，则可能存在这种变化。我们没有发现任何证据，毛刺相关的通量变化从这个来源，认为这种行为是不通用的AXP。
2010-03-09 astro-ph.HE
Constraining Scattering Medium Geometry with Cyclic Spectroscopy
Green Bank Observatory（格林班克天文台）
通过循环光谱直接测量毫秒脉冲星B1937+21的闪烁参数C1，无需假设脉冲展宽函数形状，从而消除散射延迟估计中的潜在偏差，并排除多种薄屏和厚屏几何模型。
2026-09-02 astro-ph.HE
Constraining the Emission Geometry and Mass of the White Dwarf Pulsar AR Sco using the Rotating Vector Model
我们将标准的射电脉冲星旋转矢量模型应用于白矮星脉冲星AR Sco的光学偏振位置角摆动，如Buckley等人（2017）所获得的那样。由于长占空比的自旋脉动具有良好的信号-噪声比在整个自旋阶段，在中子星射电望远镜相反，我们发现很好的约束值的磁性$α$和观察者的观察方向$ζ$相对于自旋轴。我们发现$\cosα=0.060^{+0.050}_{-0.053}$和$\cosζ=0.49^{+0.09}_{-0.08}$，这意味着具有观察者角度$ζ={60.4^\circ}^{+5.3^\circ}_{-6.0^\circ}$的正交旋转体。旋转器的这种正交性质与由每个自旋周期的两个脉冲组成的光学光变曲线一致，在相位上由$180^\circ$分开。在$ζ\approx i$（$i$是轨道倾角）和一颗充满罗氏瓣的伴星M星的假设下，我们得到了白矮星质量的$m_{\rm WD} = 1.00^{+0.16}_{-0.10} M_\odot$。这些极化建模结果表明，非热发射来自偶极白矮星磁层并靠近恒星，同步辐射（如果可以保持非零俯仰角）是合理的损失机制，标志着AR Sco作为未来理论和观测研究的特殊系统。
2019-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative pulsar magnetospheres: aligned rotator
无力的中子星磁层现在是众所周知的，并通过数值模拟发现。甚至最近还实现了对广义相对论的扩展。然而，根据定义，这些解决方案是无耗散的，这意味着恒星无法加速粒子并让它们辐射任何光子。有趣的是，无力模型没有自由参数，但它必须由等离子体内的耗散机制取代。在本文中，我们调查的磁层电动力学的粒子运动的辐射反应制度，使用的限制，加速度是完全平衡的辐射，也被称为阿斯特丽德动力学。导出了欧姆定律，由此耗散率由依赖于对重数~ $κ$的单参数解族控制。从模拟中发现耗散区的空间延伸是自洽的。我们表明，辐射磁层的对齐的转子往往无力制度时，对多重性变得适度大，$κ\gg 1$。然而，对于低的多重性，自旋下降的能量的相当大的一部分进入粒子加速和辐射除了坡印亭通量，后者仍然只占主导地位的大多重性。我们表明，在等离子体上所做的工作主要发生在赤道电流片外的光柱。
2019-10-22 astro-ph.HE
Constraining the Physical Conditions in the Jets of Gamma-ray Flaring Blazars using Centimeter-Band Polarimetry and Radiative Transfer Simulations. II. Exploring Parameter Space and Implications
我们分析了Aller等人提出的伽马射线耀变体0420-014、OJ 287和1156+295的喷流激波模型。（2014年，论文I），量化建模如何约束流的内部属性（低能谱截止，随机和有序磁场之间的分区），流动动力学（静态流动速度和方向），以及负责无线电频段燃烧的冲击的数量和强度。我们的结论是，良好的采样，多频偏振通量光曲线是至关重要的定义源属性。我们认为，很少，如果有的话，低能量粒子在这些流中，这表明没有夹带和有效的喷射材料，并为近似的随机和有序的磁场组件之间的能量均分，这表明有序的字段是建立从随机组件的非平凡的发电机行动，或后者产生的射流不稳定性，保持较大规模的，有序的流。我们提出的证据表明，孤儿无线电波段（没有伽马射线对应）和非孤儿耀斑之间的差异是由于更复杂的冲击相互作用在后一种情况下。
2014-12-08 astro-ph.HE
Constraining compactness and magnetic field geometry of X-ray pulsars from the statistics of their pulse profiles
从X射线中子星和磁星观测到的光变曲线反映了辐射发射模式、磁场的几何形状和中子星的致密性。我们研究X射线脉冲轮廓的统计，以约束中子星的紧凑性和磁场几何。我们收集了124颗X射线脉冲星的数据，这些星主要存在于高质量的X射线双星系统中，并根据在一个自旋周期内观测到的峰值数目对它们的脉冲轮廓进行了分类，将它们分为单峰和双峰两类。我们发现，在两组之间的平均分布。我们还计算了由理论模型预测的两个对跖点样点，根据类椭圆形的发射模式发射辐射的概率。然后将这些与两类中观察到的β-淀粉酶的分数进行比较。假设一个黑体发射模式，它是可能的，以限制中子星的紧凑性，如果磁偶极子有任意倾角的脉冲星旋转轴。更现实的双光束模式预测，79%的双光束是双峰独立的紧凑性。如果磁偶极相对于旋转轴的倾角上限为40 ± 4 °，则理论预测与实验数据是一致的。我们还讨论了X射线仪器有限的灵敏度对探测弱脉冲的影响，这降低了探测到的双峰剖面的数量，使得理论预测与数据一致，即使磁偶极子确实具有随机倾角。这表明脉冲轮廓的统计不允许我们约束中子星的紧凑性。与Bulik等人（2003年）之前的声明相反，这些数据也不需要将磁倾角限制在一个狭窄的区间内。
2010-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the size of the corona with fully relativistic calculations of spectra of extended corona. I - the Monte Carlo radiative transfer code
活动星系核中X射线辐射日冕的大小和几何形状还没有得到很好的限制。Dovčiak & Done（2016）提出了一种基于假设点状灯柱电晕的计算方法。为了进行更多的自洽计算扩展日冕的能谱，我们开发了Monk，一个Monte Carlo辐射转移代码，专门用于计算克尔时空中的Comptonised光谱。在Monk中，我们假设Klein-Nishina散射截面，并包括所有的广义相对论效应。我们发现，对于位于光盘上方的日冕，光谱不是各向同性的，但与更硬和更少的发光光谱朝向观察者在较低的倾角，由于种子光子的各向异性照明。如果我们假设日冕是一个位于黑洞旋转轴上的点状各向同性源，这种各向异性也会导致日冕的大小被低估，这表明了更自洽计算的必要性。我们还考察了日冕的运动和几何形状对出射光谱的影响。最后，我们讨论了各向异性日冕辐射对活动星系核和黑洞X射线双星反射谱的影响。我们发现，假设日冕辐射是各向同性的，人们可能低估了活动星系核的软过剩和BHXRB的反射连续谱和铁K荧光线通量。
2019-03-21 astro-ph.HE
