Members of the double pulsar system PSR J0737-3039 : neutron stars or strange stars ?
一个有趣的方法来约束稠密物质状态方程是测量双星射电脉冲星（当它属于双中子星系统时）轨道的近星推进。对于双脉冲星系统PSR J0737 - 3039（A/B），这一过程的适用性引起了很大的兴趣。虽然上述方法可以在一定的限制范围内应用于PSR A，但对于PSR B，该方法不能应用。另一方面，对PSR B成因的研究可能在这方面是有用的，它的低质量可能表明它可能是一颗奇怪的恒星。
2008-04-29 astro-ph
A model for the flaring radio emission in the double pulsar system J0737-3039
双星J 0737 -3039 A和B包括两颗在高度相对论轨道上的双星。来自脉冲星B的脉冲无线电通量在每个轨道的两个部分期间显着变亮。脉冲星A或脉冲星B周围的弓形激波发出的$γ$射线或X射线的照射不能自然地触发这种现象。相反，我们解释这些周期性耀斑定量发作期间，对从脉冲星A的风流入脉冲星B的开放场线区域，并在射频发射曲率辐射在海拔$\sim 10^8$厘米。射电光子然后穿过B的磁层，最终到达脉冲星另一边的观测者。我们的模型要求A的风是各向异性的，B的自旋轴相对于轨道角动量有些错位。我们估计预期的$γ$ -射线和X-射线发射的系统。
2004-08-20 astro-ph
A Double-Pulsar System - A Rare Laboratory for Relativistic Gravity and Plasma Physics
在看不见的中子星同伴的引力场中运动的中子星的时钟性质允许对广义相对论进行独特的测试，并为引力辐射提供了证据。我们在这里报告的2.8秒脉冲星J 0737 - 3039 B的检测作为同伴的23毫秒脉冲星J 0737 - 3039 A在一个高度相对论性的双中子星系统，允许前所未有的基本引力物理测试。我们观测到J 0737 - 3039 A被J 0737 - 3039 B短食，以及J 0737 - 3039 B的磁通密度和脉冲形状的轨道调制，可能是由于J 0737 - 3039 A的能流对其磁层的影响。这些效应将使我们能够探测脉冲星磁层的磁离子特性。
2004-01-07 astro-ph
Resolution of the Age Discrepancies in Pulsar/SNR Associations
与超新星遗迹（SNRs）相关的脉冲星是有价值的，因为它们提供了对脉冲星自旋下降机制的限制。在这里，我们讨论两个SNR/脉冲星协会的SNR年龄是远远大于通过假设纯磁偶极子辐射（MDR）自旋下降得到的脉冲星的年龄。PSR B1757-24/SNR G5.4-1.2星协的最小自行年龄上限约为40 kyr，但脉冲星的MDR计时年龄仅为16 kyr，而新发现的脉冲星PSR J1846-0258在>2 kyr的SNR Kes 75中的MDR计时年龄仅为0.7 kyr。这些和其他脉冲星/SNR年龄的差异意味着脉冲星的自旋下降扭矩是不是由于纯MDR，我们讨论了一个模型的自旋下降的类星体最近提出的解释自旋下降的软伽马射线中继器和异常的x射线类星体。
2001-02-02 astro-ph
High Energy Emission from the Double Pulsar system J0737-3039
讨论了脉冲星A风与星际介质（ISM）和脉冲星B磁层相互作用引起的脉冲星J 0737 -3039系统弓形激波处粒子加速效应。在这个模型中，我们发现钱德拉观测到的X射线最有可能的来源是脉冲星A与ISM相互作用时的激波辐射。在这种情况下，对于有利的模型参数值，更好的统计数据可能有助于Chandra勉强解决源问题。该模型的结果是在$\sim 2 \times 10^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的水平上延伸到$\lesssim$ 60 keV的幂律高能谱。
2004-05-24 astro-ph
A large age for the pulsar B1757-24 from an upper limit on its proper motion
脉冲星的“特征年龄”通常被认为近似于它的真实年龄，但这个假设导致了一些令人困惑的结果，包括许多特征年龄小的脉冲星没有相关的超新星遗迹。脉冲星B1757-24位于超新星遗迹的边缘之外;该系统的特性表明脉冲星诞生于遗迹的中心，但它随后超过了膨胀的爆炸波。这颗脉冲星的特征年龄为16，000年，这意味着它的自行预计为每年63-80毫角秒。在这里，我们报告的观测星云周围的脉冲星限制其自行不到25 mas/年，这意味着最小年龄为39,000年。一个更详细的分析认为，一个真正的年龄高达170，000年，显着大于特征年龄。从这一结果和其他的差异与星，我们得出结论，特征年龄严重低估了真正的年龄星。
2002-04-01 astro-ph
Green Bank Telescope Observations of the Eclipse of Pulsar "A" in the Double Pulsar Binary PSR J0737-3039
我们报告的第一个绿岸望远镜观测在427，820和1400 MHz的新发现的，高度倾斜和相对论性双脉冲星二进制。我们关注的是PSR J 0737 - 3039 A的短暂日食，它是一颗速度更快的脉冲星，当它经过PSR J 0737 - 3039 B后面时。我们测量的日食持续时间为26.6 +/- 0.6秒，或0.00301 +/- 0.00008的轨道相位。日食持续时间被发现是显着依赖于射频，与日食较长的频率较低。具体地说，日食持续时间与斜率为（-4.52 +/- 0.03）x 10^{-7}轨道/MHz的线性函数很好地拟合。我们还发现了日食的显著不对称性。Eclipse进入所需的时间是离开所需时间的3.51 +/- 0.99倍，与射频无关。此外，日食持续时间（40 +/- 7）x 10^{-5}在轨道阶段更长的结合后，也独立于频率。我们检测到显着的发射脉冲星在短时间尺度上的日食在某些轨道。我们讨论了这些结果的背景下，在一个模型中，日食的材料是一个冲击加热的等离子体层内较慢的PSR J 0737 - 3039 B的光圆柱体，在那里的相对论压力较快的脉冲星的风限制较慢的脉冲星的磁层。
2004-10-14 astro-ph
Polarization and the Age of Pulsars
本文利用84颗恒星在6cm波长上的偏振射电剖面，给出了恒星偏振与特征年龄之间的关系。考虑到与特征年龄值有关的较大误差，我们推测通过它们的偏振性质来识别年轻恒星的可能性。使用这种方法，我们已经确定了20多个可能的年轻人，包括一些具有相对较高的特征年龄。在这些天体中，有七个已经被认为与超新星遗迹有关。对于其余的类星体，我们发现了一些候选者相关联的微弱信噪比，并提出其中之一。这表明，该方法可以作为一个额外的独立指标的年轻化的农民工。
1998-08-13 astro-ph
Light Pseudoscalar Bosons, PVLAS and the Double Pulsar J0737-3039
通过对标准模型的许多实际扩展，可以预言与两个光子耦合的光赝标玻色子（LPB），并在外部磁场中传播的光束中产生双折射和二向色性。这些效应最近被PVLAS协作检测到，从而强烈表明存在LPB。我们为这种说法提供了天体物理学的交叉检查。实际上，我们表明，在双脉冲星J 0737 -3039光子LPB转换可以引起的特征衰减模式的光束发射的一个脉冲星时，它通过同伴的磁层。考虑中的效应出现在$γ$射线波段，可以被即将到来的GLAST任务检测到。
2006-12-08 astro-ph
Radio Emission from the Double-Pulsar System J0737-3039 Revisited
双脉冲星J 0737 -3039是唯一一个已知的系统，其中无线电脉冲星发射的相对论风与另一个的磁层相互作用。我们报告无线电干涉观测的J 0737 -3039系统的VLA在三个波长，每个观察跨越一个完整的双轨道。我们在1.6和4.8 GHz下检测到J 0737 -3039，得出光谱指数为-2.3 +/-0.2，并将其通量密度的上限设置为8.4 GHz。在1.6 GHz数据中检测到轨道调制，其显著性为~2 sigma。在1.6 GHz的轨道相位分辨和相位平均的测量结果与两颗星的脉冲发射产生的整个通量密度一致。与以前的结果相反，我们没有发现非脉冲发射的证据，并将其限制在小于0.5毫焦耳（5西格玛）。
2005-11-09 astro-ph
A model for double notches and bifurcated components in radio profiles of pulsars and magnetars - Evidence for the parallel acceleration maser in pulsar magnetosphere
三颗邻近的恒星B1929+10、J 0437 -4715和B 0950 +08的平均脉冲轮廓显示出不寻常的“双凹口”。这些类似W的外观特征由两个相邻的V形凹陷组成，这两个凹陷大致以sep \propto nuobs^{-1/2}的速率以增加的观察频率nuobs彼此接近，其中sep是凹口最小值之间的间隔。我们表明，基本属性的缺口，即他们的W-样的外观和他们的收敛率可以理解内的一个狭窄的类的相干无线电发射的模型从恒星：基于环境电场的平行振荡的相干逆康普顿散射的自由电子脉泽模型。观察到的特性的类摇摆器振荡的傅立叶频谱是窄的，无线电发射的宽带特性反映了电子能量分布的宽度。这种模型为B 0950 +08的主脉冲和间脉冲之间的频率无关分离以及J 0437 -4715的锥状发射中缺乏半径到频率映射提供了自然的解释。在第一颗射电磁星XTE J1810-197的轮廓中，主脉冲的频率行为也可以在这个模型中得到解释。
2007-02-05 astro-ph
A Puzzling Paucity of Double Peaked X-ray Pulsars
以吸积为动力的太阳能望远镜呈现出各种各样的光变曲线。本文提出了将光变曲线分为单脉冲和双脉冲两类，并分析了86颗吸积动力恒星的光变曲线，将它们归入这两类。我们提供三个数据集：第一种分类很容易，第二种分类比较困难，也不确定，第三种由于缺乏公布的数据，我们无法对脉冲星进行分类。我们分析了一个简单的模型，其中的角度之间的磁场和旋转轴$β$，和旋转轴和视线之间的角度$θ$是随机的，并表明它是不一致的数据。本文还提出了一个限制磁轴与自转轴夹角的模型，并与实验数据进行了比较。这导致角度$β< 40^\circ$的上限。我们的结论是，必须有一种机制，导致对齐的磁场和自旋轴的X射线的光谱。
2002-11-19 astro-ph
A first XMM-Newton look at the relativistic double pulsar PSR J0737-3039
本文介绍了2004年3月利用XMM-牛顿卫星对相对论双脉冲星系统PSR J0737 - 3039进行的50 ks长X射线观测的结果。该源有一个软光谱（幂律光子指数= 3.5（+0.5，-0.3）），0.2 - 10 keV的光度约为3 × 10^30 erg/s（假设距离为500 pc），与以前钱德拉观测得出的值一致。没有检测到通量变化，这意味着没有大的轨道调制。EPIC仪器的高时间分辨率使我们能够对该系统的X射线脉动进行首次搜索。结果是否定的，22毫秒脉冲星的脉冲分数上限为60%。
2004-07-15 astro-ph
Rotation as a source of asymmetry in the double-peak lightcurves of the bright EGRET pulsars
我们调查的作用，在诱导不对称存在以上~5 GeV的明亮EGRET双星：船帆座，螃蟹，Geminga的双峰光变曲线的旋转效应。根据Thompson 2001，对于所有三个中子星，在~5 GeV以上的拖尾峰始终占主导地位，尽管在EGRET的整个能量范围内（即~100 MeV以上）情况并非如此。我们提出的蒙特卡罗模拟的结果，在脉冲星磁层内的单极帽的情况下，旋转引起的传播效应的顺序v/c（其中v是当地的共转速度）的电磁级联。我们发现，即使在几乎对齐的情况下，旋转周期为P ~ 0.1 s的旋转可能会导致不对称（相对于磁轴）的磁光子吸收，这反过来又导致不对称的伽马射线脉冲轮廓。由此产生的功能-软频谱的领先峰和主导地位的拖尾峰以上~5 GeV -同意定性与EGRET数据的明亮的伽玛射线双星。
2002-07-25 astro-ph
Millisecond Pulsar Searches and Double Neutron Star Binaries
本文提出了一种统一的搜索策略，它可以用来搜索具有~太阳质量伴星（包括双中子星双星中的中子星伴星）的毫秒双星，这种伴星既可以是周期很短的双星，也可以是周期很长的双星，可以作为加速搜索的目标，并可以弥补这两种极端情况之间的差距。在所有情况下，轨道都假定为圆形。应用程序的搜索类似PSR J 0737 -3039的二进制搜索。最有可能出现更多DNSB的候选者是弱磁化的中子星，它们的自转速度只有中等，就像J 0737 - 3039 A，周期通常超过15毫秒，尽管这个问题还没有解决。由于DNSB的MSP成分之间的相似性，以及大质量凝聚或核心坍缩球状星团特有的较长周期MSP人口，以及吸积驱动的自旋上升的不确定性，人们对DNSB形成的标准模型仍然存在疑问。
2004-05-06 astro-ph
The Double Pulsar System J0737-3039: Modulation of the radio emission from B by radiation from A
我们分析了PSR J 0737 - 3039 B的单脉冲，在最近发现的双脉冲星系统中的2.8秒脉冲星，使用的数据与绿岸望远镜在820和1400 MHz。我们报告的检测功能类似于漂移的子脉冲，可检测的脉冲窗口的一小部分，波动频率为0.196周期/周期。这正是两个周期之间的拍频。此外，漂移特征在23 ms的给定脉冲内具有间隔，等于A的脉冲周期。因此，这些特征是由于PSR J 0737 - 3039 A的44 Hz电磁辐射对PSR J 0737 - 3039 B磁层的直接影响。我们只在小范围的轨道相位上探测到它们，当来自回收脉冲星PSR J 0737 - 3039 A的辐射从侧面与我们的视线相遇时，PSR J 0737 - 3039 B。
2004-08-14 astro-ph
The Double Pulsar System J0737-3039: Modulation of A by B at eclipse
利用绿岸望远镜820 MHz的观测数据，研究了最近发现的双脉冲星系统中23 ms脉冲星J 0737 - 3039 A被其2.8 s伴星PSR J 0737 - 3039 B食的情况。我们发现，在日食的脉冲通量密度强烈调制的周期的一半的2.8秒脉冲星。当磁轴与视线成一直线时，B的旋转相位比磁轴与视线成直角时的相位发生得更早，而且更深。这是一致的日食A是由于同步辐射吸收的冲击加热等离子体周围的B，不对称性所产生的较高的等离子体密度预期在B磁层的极尖。
2004-10-25 astro-ph
Chandra Observations of G11.2-0.3: Implications for Pulsar Ages
我们介绍了钱德拉X射线天文台对年轻的银河系超新星遗迹G11.2-0.3的成像观测。图像显示，先前已知的年轻65毫秒X射线脉冲星位于位置（J2000）RA 18 h 11 m 29.22s，DEC -19o 25' 27。“6，误差半径为0。''6.这在髋臼杯几何中心的8“以内。这提供了强有力的证据，证明该系统比脉冲星的特征年龄年轻约12倍。年龄的差异表明，脉冲星的特征年龄可能是贫穷的年轻恒星的年龄估计。假设传统的自旋下降与恒定的磁场和制动指数，在G11.2-0.3的年龄差异的最可能的解释是，脉冲星出生的旋转周期约为62毫秒的钱德拉图像还揭示了，第一次，脉冲星风星云的形态。这种拉长的硬X射线结构可以解释为一个喷流或一个从边缘看到的蟹状环面。这增加了越来越多的高度非球面脉冲星风星云的名单，并认为这种结构在年轻的脉冲星周围很常见。
2001-07-16 astro-ph
Green Bank Telescope Measurement of the Systemic Velocity of the Double Pulsar Binary J0737-3039 and Implications for its Formation
我们报告的测量在820-和1400-MHz的轨道调制的衍射闪烁时标脉冲星A的双脉冲星系统J 0737 -3039使用绿岸望远镜。与这种调制相适应，确定天空平面中的系统速度为V_iss ~ 140.9 +/- 6.2 km/s。该速度相对于脉冲星轨道节点线的平行和垂直分量分别为V_plane ~ 96.0 +/- 3.7 km/s和V_perp ~ 103.1 +/- 7.7 km/s。大的V_perp意味着脉冲星B出生时的反冲速度>~ 100 km/s。未来VLBA结合改进的V_iss测量确定角自行，应提供到系统的精确距离。使用高精度定时数据和V_iss模型，我们估计最佳拟合轨道倾角为i = 88.7 +/- 0.9度。
2004-04-07 astro-ph
Pulsar shadow as the origin of double notches in radio pulse profiles
我们提出了一个旋转的，空间扩展的定向发射源的中心吸收体的食模型，并将其应用到脉冲星磁层。该模型假设射电辐射沿磁场局部方向径向向内扩展，脉冲星作为吸收体。旋转偶极子的磁场线的几何形状有利于双食事件的发生，我们将其与在附近双星的脉冲轮廓中观察到的双凹口相鉴别。对于偶极倾角为70 <~ α <~ 110 °的双星，双凹口预计出现在射电主峰前20 ~ 30 °的窄相位范围内。将该模型应用于PSR B 0950 +08，可将其确定为一个近乎正交的旋转体（α =~ 75度，β =~ -10度），其中许多脉冲分量自然地解释为来自大范围高度的向内无线电发射。向内的分量包括主脉冲的间歇性强的前导分量，这在传统上被解释为向外方向的锥形发射。该模型还确定了磁场线沿径向延伸向内的无线电发射发生在B 0950 +08。这些具有接近1.1的窄范围的足迹参数s（闭合场线区域，靠近最后的开放场线）。我们描述了从径向延伸区域向内发射的方向性特征，并将其与向外发射的特征进行比较。我们的工作表明，至少有一些类星体的脉冲轮廓可能是向内和向外发射的叠加。
2005-07-25 astro-ph
Tests of general relativity from timing the double pulsar
双脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B的独特之处在于，两颗中子星都可以作为射电脉冲星被探测到。这一点，再加上与其他双星系统相比有着更高的平均轨道速度和加速度，表明该系统将成为广义相对论和强场引力理论的最佳实验平台。在这里，我们报告了自发现以来的2.5年中进行的精确计时观测，并提出了四个独立的广义相对论强场测试。使用理论独立的两颗恒星的质量比使得这些测试与早期的研究截然不同。通过测量开普勒轨道运动描述的相对论修正，我们发现"后开普勒“参数s与爱因斯坦广义相对论预测的值在0.05%的不确定度内一致，这是迄今为止获得的最精确的测试。我们还表明，系统的质心的横向速度是非常小的。结合该系统靠近太阳的位置，这一结果表明，未来对双脉冲星引力理论的测试将取代目前最好的太阳系测试。这也意味着第二个出生的脉冲星可能与通常假设的氦星核心坍缩不同。
2006-09-14 astro-ph
The double pulsar: evolutionary constraints from the system geometry
双脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B是一颗高度相对论性的双中子星（DNS）双星，轨道周期为2.4小时。第二次形成的NS的低质量，以及低的系统偏心率和自行，与其他已知的DNS系统相比，指向不同的进化场景。我们描述了超过6年的观测脉冲轮廓形状的分析，并提出了由此产生的限制系统的几何形状。我们发现这个系统中的回收脉冲星PSR J 0737 - 3039 A，其自旋和轨道角动量轴之间的偏差很小，68.3%的上限为6.1度，假设发射来自两个磁极。这种严格的限制使人们相信，形成第二颗脉冲星的超新星是相对对称的，可能涉及到电子捕获到O-Ne-Mg核心。
2007-12-07 astro-ph
High-precision geometry of a double-pole pulsar
PSR B 0906 -49（或PSR J 0908 -4913）在宽频率范围内的高时间分辨率观测使我们能够确定脉冲星的几何形状和光束形状。我们已经使用了位置角导线来确定旋转矢量模型的高度约束解，这最终表明PSR B 0906 -49是一个正交旋转体。测量几何形状所获得的精度是前所未有的。如果脉冲星被GLAST探测到，这可能允许测试高能发射模型。虽然碰撞参量β似乎与频率有关，但我们已经证明这是由于星际散射的影响。因此，这颗脉冲星提供了一些最有力的证据，证明位置角摆动确实与几何原点有关，至少对于非回收的脉冲星来说是这样。我们表明，PSR B 0906 -49中主脉冲和间脉冲的光束结构非常相似。发射来自~230 km的高度，并且与位于最后一个开放场线的一半处的斑片状圆锥体的起源一致。脉冲星的旋转轴和运动方向似乎是一致的。
2008-07-31 astro-ph
The Formation of the Double Pulsar PSR J0737-3039A/B
最近对双脉冲星J 0737 - 3039 A/B的计时观测表明，它的横向速度非常低，只有10 km/s，接近银河平面。有了这些新的信息，我们严格地重新审视了这个系统的历史和形成，确定了超新星前伴星质量，超新星反冲和超新星前和超新星后轨道平面之间的错位角的估计。我们发现，最近形成的'B'脉冲星的祖先可能小于2 MSun，这证明了这个物体可能不是在一个正常的超新星中形成的，其中包括一个铁芯的坍塌。与此同时，超新星的反冲可能不是零。通过与双中子星双星B1534+12的历史比较，我们发现了这些系统的前身星的一系列可能的参数，这些参数在未来的双星星族合成以及短伽马射线暴事件的速率和空间分布预测中应该被考虑在内。
2006-09-15 astro-ph
X-Ray Emission from the Double Pulsar System J0737-3039
本文报道了用钱德拉天文台的X射线成像光谱仪对双脉冲星系统J 0737 -3039进行的10千秒观测。我们检测到的系统作为一个点源的坐标（J2000）RA = 07：37：51.23，Decl。= -30：39：40.9，这是第一个在X射线能量下被探测到的双中子星系统。仅检测到77个源计数。数据由光子指数= 2.9 +/- 0.4的幂律谱令人满意地表示。在0.5千秒差距的距离上，推断出0.2-10千电子伏的光度大约是2 e30 erg/s。在这些数据中，我们没有发现任何显著的轨道相位变化，这些数据跨越一个完整的轨道。这些结果是一致的X射线发射完全来自磁层的高能脉冲星，与转换效率的旋转能量的X射线在这个波段的大约0.04%，虽然我们不能排除其他的可能性。
2004-02-22 astro-ph
Does Pulsar B1757--24 Have a Fallback Disk?
射电双星被认为主要是由于恒星旋转时随时间变化的恒星磁场发射的磁偶极辐射（MDR）产生的扭矩而自旋下降。这一假设产生了一个脉冲星的“特征年龄”，一般认为它与实际年龄相当。然而，最近对脉冲星B1757-24自行的观测极限显示，这颗脉冲星的实际年龄（>39 kyr）远大于其MDR特征年龄（16 kyr），这对这颗脉冲星和其他脉冲星的纯MDR自旋下降的假设提出了质疑。为了探讨这种差异的可能原因，我们考虑的情况下，脉冲星获得一个吸积盘从超新星喷出物，和随后的自旋下发生的MDR和吸积扭矩的共同作用下。一个简化的吸积力矩模型，包括一个恒定的质量流入率在脉冲星磁层可以解释的年龄和周期的脉冲星的磁场和流入率的合理值的导数。我们讨论这个模型的可检验的预测。
2000-11-02 astro-ph
The geometry of the double-pulsar system J0737-3039 from systematic intensity variations
最近发现的J 0737 - 3039 A和B-两颗在高度相对论轨道上相互环绕的恒星-为研究脉冲星无线电发射的难以捉摸的物理学提供了前所未有的机会。该系统包含一颗自旋周期为22.7 ms的快速旋转脉冲星和一颗自旋周期为2.77 s的慢速伴星，以下分别称为“A”和“B”。该系统的一个独特性质是，来自B的脉冲无线电通量在每个轨道的两个短部分期间系统地增加了几乎两个数量级。在这里，我们描述了一个几何模型的系统，同时解释的强度变化的B，并作出明确的和可测试的预测，为未来的演变的两颗恒星的发射特性。我们的模型假设B的脉冲无线电通量在被A的发射照射时增加。该模型提供了对A的自旋轴方向和发射几何的约束，并预测其脉冲轮廓将在未来几年内由于大地岁差而发生相当大的变化，直到它在15-20年内完全消失。
2004-04-29 astro-ph
Rotationally-induced asymmetry in the double-peak lightcurves of the bright EGRET pulsars?
来自明亮的EGRET双星-船帆座、蟹状星云和Geminga -的脉冲辐射高达10 GeV。一般的伽马光变曲线有两个峰值，相位相差0.4到0.5。根据Thompson（2001）的说法，光变曲线在5 GeV以上变得不对称，拖尾峰超过了前导峰。我们试图在一个单一的极冠的情况下解释这种不对称性。我们研究了旋转效应对磁单光子吸收率的影响。我们对脉冲星γ射线束的蒙特卡罗模拟表明，在旋转周期为几毫秒的斜旋转体的情况下，旋转效应导致所要求的星等的不对称性。然而，与明亮的EGRET双星相关的旋转器的倾角不能太大，以保持两个峰值的相位间隔为0.4。在这样一个条件下施加在模型旋转器上，所产生的影响是相当微小的，并且很难与所观察到的不对称性的大小相协调。
2001-06-05 astro-ph
Relativistic Spin Precession in the Double Pulsar
双脉冲星PSR J 0737 - 3039 A/B由两颗处于高度相对论轨道的中子星组成，当脉冲星A从脉冲星B后面经过时，会出现大约30秒的日食。描述这种日食的脉冲星A由于吸收发生在磁层的脉冲星B，我们成功地使用一个简单的几何模型来描述所观察到的变化的日食形态和测量的相对论进动的脉冲星B的自旋轴周围的总轨道角动量。这提供了一个测试的广义相对论和替代理论的引力在强场制度。我们测得的相对论自旋进动速率为每年4.77（+0.66，-0.65）度（68%置信水平），与广义相对论预测的结果在13%的不确定度内一致。
2008-07-16 astro-ph gr-qc
New Binary and Millisecond Pulsars from Arecibo Drift-Scan Searches
我们讨论四个回收的Arecibo漂移扫描搜索中发现的。PSR J1944+0907的自旋周期为5.2 ms，并且是隔离的。5.8毫秒的脉冲星J1453+19可能有一个低质量的伴星。我们讨论孤立毫秒脉冲星的形成和中子星的最小自旋周期的背景下，这些恒星。孤立的56毫秒脉冲星J0609+2130可能是分裂的双中子星双星的残余。41毫秒的脉冲星J1829+2456位于相对论轨道上。它的伴星很可能是另一颗中子星，这是已知的第八颗双中子星双星系统。
2004-04-08 astro-ph
The Highly Relativistic Binary Pulsar PSR J0737-3039A: Discovery and Implications
PSR J 0737 - 3039 A是一颗自转周期为22.7 ms的毫秒脉冲星，它属于一个轨道周期为2.4 h的双中子星系统。它的伴星也被发现是一颗射电脉冲星，使这颗双星成为第一个已知的双脉冲星系统。它的发现对相对论引力实验、引力波探测和等离子体物理都有重要意义。在这里，我们将简要描述在这个独特的系统中发现的第一颗脉冲星，并介绍后续研究所获得的第一批结果。
2004-05-11 astro-ph
Stellar Forensics II: Millisecond Pulsar Binaries
本文利用文[1]中描述的模型网格，分析了那些秒级已被光学研究过的毫秒脉冲双星。特别是，我们发现这些二元系统的冷却年龄范围从$< 1 \rm Gyr$到$\sim \rm 15 Gyr$。冷却年龄和特征自旋下降年龄的比较，使我们能够限制初始自旋周期和自旋的历史，为个别系统，表明至少有一些毫秒的恒星有亚爱丁顿吸积率和长磁场衰减时间。
1997-08-29 astro-ph
The orientation and magnitude of the orbital precession velocity of a binary pulsar system with double spins
自旋-轨道（S-L）耦合诱导的轨道效应的可测量性取决于轨道进动速度${\bf Ω}_0$的方向和大小。本文导出了双星系统中两个自旋都对自旋-轨道（S-L）耦合有贡献的情况下的${\bf Ω}_0$，它适用于最常见的双星系统，中子星-白矮星（NS-WD）双星（以及NS-NS双星）。本文证明了在两个约束条件下，总角动量守恒和轨道角动量${\bf L}$、两星自旋角动量之和${\bf S}$与总角动量${\bf J}$、轨道岁差速度${\bf Ω}_0$沿${\bf J}$形成的三角形是必然的。此外，通过一般脉冲双星满足的$S/L\ll 1$关系，一个显著的${\bf Ω}_0$（在量级上）是不可避免的，1.5后牛顿阶（PN）。这类似于许多作者讨论的单自旋的情况。然而，与单自旋的情况不同，由于两颗恒星的自旋角动量之和${\bf S}$的变化，${\bf Ω}_0$的岁差速度的大小会发生显着变化，这会导致双星系统中显着的长期变化。
2003-08-18 astro-ph
XMM-Newton observation of the double pulsar system J0737-3039
本文报道了2004年4月对双脉冲星系统J 0737 -3039进行的50 ksec XMM-牛顿观测。我们目前的结果，这些数据的频谱分析结合更短的钱德拉指向2004年1月进行。有效温度为0.20^{+0.02}_{-0.02} keV的黑体辐射（90%置信水平）和发射半径75^{+30}_{-9} m，距离0.5 kpc（意味着0.5-10 keV的光度为6 × 10 ^{29} erg/s）是一个可行的解释，要求在PSR J 0737 - 3039 A的磁层中加速的粒子流，并将它们的动能沉积在PSR J 0737 - 3039 A或同伴PSR J 0737 - 3039 B的磁极帽中。一个单一的幂律发射模型意味着一个非常陡峭的光子指数γ =4.2^{+2.1}_{-1.2}和一个可疑的高氢柱密度，而光子指数γ =2并不能提供XMM-牛顿和钱德拉数据的充分描述。一个双分量模型（一个黑体加一个Gamma=2的幂律）在统计上是可接受的，但数据不需要额外的幂律分量。
2004-08-09 astro-ph
Radio pulsars as progenitors of AXPs and SGRs: magnetic field evolution through pulsar glitches
小故障是示波器中常见的现象。在每次故障之后，脉冲星的自旋下降速率通常会永久增加。因此，脉冲星当前的自旋下降速率可能比其初始值高得多。因此，根据脉冲星当前的自旋下降速率和周期，脉冲星的特征年龄可能比脉冲星的年龄短。同时，它的自旋下降速率的永久增加意味着脉冲星的表面磁场在每次故障后都会增加。因此，在许多小故障之后，一些无线电收发器可能演变成AXP和SGR，即，强烈磁化且缓慢旋转的中子星。
2004-09-25 astro-ph
The PWN torus of PSR J0538+2817 and the Origin of Pulsar Velocities
我们在CXO-ACIS成像中发现PSR J 0538 +2817周围有微弱风星云的证据。这个天体特别有趣，因为脉冲星的自旋下降年龄是任何这样的X射线PWN中最大的。如果将其解释为赤道环面，则PWN支持与S147超新星遗迹的关联，并意味着脉冲星自旋和空间速度之间存在良好的对齐。对比信噪比年龄、X线冷却年龄和特征年龄，认为其生旋周期大于130 ms。反过来，如果我们接受线动量和角动量的排列是因果关系，这就对中子星诞生时的“反冲”的起源产生了强有力的限制。
2003-01-24 astro-ph
Measurement of Orbital Decay in the Double Neutron Star Binary PSR B2127+11C
本文报道了球状星团M15中双中子星脉冲星系统PSR B2127+11C在$(-3.95 \pm 0.13) \times 10^{-12}$速率下轨道周期衰减的直接测量结果，与广义相对论在$(-3.95 \pm 0.13) \times 10^{-12}$水平上的预言相一致。我们发现脉冲星的质量是$m_p = (1.358 \pm 0.010) M_\odot$，伴星的质量是$m_c = (1.354 \pm 0.010) M_\odot$。我们还报告了PSR B2127+11A和PSR B2127+11B的长期脉冲定时结果，包括确认集群自行。
2006-05-15 astro-ph
PSR J1740+1000: A Young Pulsar Well Out Of The Galactic Plane
我们讨论PSR J1740+1000，最近在305米阿雷西博望远镜升级过程中以430 MHz搜索470平方度时发现的五颗星之一。154 ms的周期和2.1 x 10^-14 s/s的周期导数意味着114 kyr的自旋下降年龄小于所有已知恒星的95%。这颗脉冲星的年轻和接近使其成为X射线和伽马射线能量探测的良好候选者。它的高银河纬度20.4度表明，如果脉冲星出生在银河系的中平面，如果它的运动学年龄等于它的自旋下降年龄，那么它的速度非常高。然而，星际间的振动表明速度要低得多。我们讨论了这种差异的可能解释，考虑到（a）可能的出生地点远离中平面;（b）来自未测量的径向速度的贡献;（c）不同于自旋下降年龄的运动学年龄;以及（d）来自北极支线的增强散射的闪烁速度的偏置。
2001-06-20 astro-ph
Proper motion, age and initial spin period of PSR J0538+2817 in S147
我们提出的143毫秒脉冲星J0538+2817的定时观测结果，提供了一个自行测量，清楚地将脉冲星与超新星遗迹S147。我们测量的自行67 $_{-22}^{+48}$ mas yr $^{-1}$，这意味着横向速度为$v= 385^{+260}_{-130}$ km s $^{-1}$。我们得出的年龄的脉冲星和S147只有$30\pm4$ Kyr这是一个因素的20倍小于脉冲星的特征年龄的$τ_c = 620$ Kyr。这个年龄意味着一个$P_0=139$ ms的初始自旋周期，接近于现在的脉冲周期，比通常推断的出生周期大几倍。最近的X射线探测的脉冲星的影响进行了讨论。
2003-06-30 astro-ph
Magnetospheric eclipses in the double pulsar system J0737-3039
我们认为，在双脉冲星系统J 0737 -3039中，毫秒脉冲星A的射电辐射的食是由于其正常的脉冲星伴星B的磁层闭合场线区域的等离子体的同步辐射吸收。A的无线电波束只照亮B的磁层约10分钟左右的日食时间。在此期间，它将r \gtrsim 10 ^9 cm处的粒子加热到相对论能量，并使额外的等离子体被磁镜捕获。等离子体密度需要增加\sim 10 ^2倍才能与观测到的日食的持续时间和光学深度相匹配。额外的等离子体可能是由B附近的一个源通过B外隙中产生的高能光子产生的Bγ对提供的。通过A的射电束的回旋吸收激发对的回转运动，可以导致它们被捕获在B的磁层中的共轭镜像点之间。由于捕获效率随着光学深度的增加而降低，因此即使在稳态照明下，等离子体密度增强也会饱和。其结果是一个有限的，频率依赖的，光学深度的日食。在A的无线电波束照射停止后，被捕获的粒子冷却并消失。整个周期在每个轨道周期重复。我们推测，日食入口和出口之间的不对称性部分是由于磁层在A的无线电波束照射下向稳定状态演化的结果。我们预测A的线偏振将随食相位和B的旋转相位而变化。
2005-02-02 astro-ph
Testing GR with the Double Pulsar: Recent Results
这是有史以来第一个双脉冲星系统，由两颗围绕共同的质心运行的脉冲星组成，它们的轨道稍微偏心，持续时间只有2.4小时。这对脉冲周期分别为22 ms和2.8 sec的脉冲星证实了长期提出的毫秒脉冲星再循环理论，并提供了一个令人兴奋的机会，通过相对于我们视线的轨道的非常幸运的几何对准来研究脉冲星磁层的工作。特别是，这个双星系统代表了一个真正独特的相对论引力物理实验室。这一贡献作为一个更新目前获得的结果和它们的后果的测试广义相对论在强场制度。一个完整的和更新的报告的时间结果将提交其他地方不久。
2005-03-17 astro-ph gr-qc
The properties of the putative pulsar associated with IGR J18135-1751/HESS J1813-178
内容：基于最近的γ射线观测和多波长观测资料，我们研究了与脉冲星风星云IGR J18135-1751/HESS J1813-178相关的脉冲星的可能理论性质。目的：我们表明，当使用磁偶极子辐射的标准方程与最近的软伽玛射线观测导致导出一组极端的参数（磁场，周期和自旋下降率）为假定的脉冲星。探索生成更典型的参数值的替代方案。研究方法：假定20-100 keV的亮度相当于Edot的1%，源距离4.5 kpc，脉冲星年龄为300年，计算了该脉冲星的性质，得到P = 0.55 s，Pdot = 3E-11 s/s，B = 1.28E 14 G。这是一个非常极端的一组相比，人口的已知的PWN系统中的病毒。使用磁偶极子损失的方程可以调整初始假设，看看需要什么才能得到一组更合理的脉冲星参数。结果如下：IGR J18135-1751/HESS J1813-178的当前测量属性（即光度，距离和年龄）导致PWN内看不见的脉冲星的极端属性。获得更合理的脉冲星性质的最简单方法是将脉冲星的自旋下降年龄与系统的实际年龄解耦。
2008-04-21 astro-ph
New Constraints on the Energetics, Progenitor Mass, and Age of the Supernova Remnant G292.0+1.8 Containing PSR J1124-5916
我们提出了空间分辨光谱超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8与钱德拉X射线天文台。这个信噪比包含135毫秒脉冲星J1124-5916。我们应用非平衡电离（NEI）模型的数据。通过比较衍生的丰度与核合成模型预测的丰度，我们估计祖质量为30-40太阳质量。我们还得到了超新星爆炸的内在参数，如它的能量，SNR的年龄，冲击波的速度，和扫起的质量。在Sedov解释中，我们估计的SNR年龄为2，600年，接近脉冲星的特征年龄2，900年。这证实了脉冲星/信噪比的关联，并放宽了脉冲星需要有一个非正则值的制动指数，一个大的周期出生或一个大的横向速度。利用Kennel和Coroniti模型讨论了脉冲星风星云的性质，并估算了脉冲星风的磁化参数。我们还报告了第一个证据陡峭的幂律谱指数从脉冲星半径的增加。
2003-01-11 astro-ph
The Temperature and Cooling Age of the White-Dwarf Companion to the Millisecond Pulsar PSR B1855+09
我们报告凯克和{ \em哈勃太空望远镜}观测的双毫秒脉冲星PSR B1855+09。我们探测到它的白矮星伴星，并测量了$\mv=25.90\pm0.12$和$\mi=24.19\pm0.11$（织女星系统）。从红化校正的颜色$(\mv-\mi)_0=1.06\pm0.21$，我们推断温度$\Teff=4800\pm800 $ K。白矮星的质量可以通过测量脉冲星信号$\Mcomp=0.258^{+0.028}_{-0.016} \Msun$的夏皮罗延迟来精确得知。因此，给定冷却模型，可以使用测量的温度来确定冷却年龄。这种低质量白矮星冷却模型的主要不确定性是剩余核燃烧的量，这是由氦核心周围的氢层厚度决定的。根据类似系统的性质，可以推断氦白矮星形成时有厚的氢层，质量为$\simgt3\times10^{-3} \Msun$，这会导致显著的额外加热。这与先前二元进化的简单进化模型的预期是一致的。然而，对于PSR B1855+09，这样的模型导致$\sim10 $ Gyr的冷却年龄，这是脉冲星自旋下降年龄的两倍。这可能是自旋下降的年龄是不正确的，这将使标准的真空偶极制动模型受到质疑。然而，对于另外两个脉冲星同伴，年龄远超过10 Gyr，这表明问题可能在于冷却模型。对于白矮星是由较薄的氢层（$\simlt3\times10^{-4} \Msun$）形成的模型，没有年龄上的差异。
1999-12-17 astro-ph
PSR J1756-2251: a new relativistic double neutron star system
我们报告的发现在帕克斯多波束脉冲星调查PSR J1756-2251，28.5毫秒脉冲星在相对论双星系统。随后的计时观测表明，脉冲星的轨道周期为7.67小时，离心率为0.18。他们还揭示了近星点的显著前进，2.585+/-0.002 deg./年人工老化假设这完全是由于广义相对论，意味着系统的总质量（脉冲星加上伴星）为2.574+/-0.003太阳质量。这个质量和显著的轨道偏心率表明这是一个双中子星系统。对引力红移γ的测量和对夏皮罗延迟形状s的评估表明，伴星的质量很低，小于1.25太阳质量。由于引力波的发射，预期的合并时间只有~1.7 Gyr，比哈勃时间要短得多。我们注意到正常演化的双中子星系统的自旋周期和离心率之间存在明显的相关性。
2004-11-30 astro-ph
The Spin Period, Luminosity and Age Distributions of Anomalous X-Ray Pulsars
我们考虑Chatterjee，Hernquist和Narayan最近提出的反常X射线辐射的吸积模型，其中辐射是由超新星爆炸后物质回落形成的化石盘的吸积提供动力的.我们证明，该模型是能够解释的自旋周期，光度和年龄分布的观察人口的AXP的合理和广泛的自由参数的模型，即，表面磁场的中子星，其吸积盘的质量和初始自旋周期。特别是，这个模型能够统计解释令人费解的窄自旋分布的AXP。我们还表明，如果在孤立的中子星周围建立后备吸积盘是一种普遍现象，那么这些天体中相当大的一部分（$\sim 20%$）会成为X射线明亮的AXP或X射线暗淡的系统，它们通过螺旋桨的作用旋转下来，而其余的则会成为射电望远镜。
2000-05-24 astro-ph
X-ray emission from the double neutron star binary B1534+12: Powered by the pulsar wind?
报道了钱德拉X射线天文台对双中子星双星（DNSB）B1534+12（= J1537+1155）的探测结果。这颗DNSB（轨道周期10.1小时）由毫秒（回收）脉冲星J1537+ 1155 A（P_A=37.9 ms）和一颗射电未探测到的中子星组成。在著名的双脉冲双星J 0737 -3039之后，它是唯一在X射线中发现的另一颗DNSB。我们测量了（2.2 \pm 0.6）\times 10^{-15}尔格·s^{-1} cm^{-2}在0.3-6 keV波段的通量。收集的计数数量很少，只能粗略估计光谱参数。幂律拟合得到光子指数为3.2 \pm 0.5，未吸收的0.2-10 keV发光度L_X=6 \times 10^{29}尔格s^{-1} = 3 \times 10^{-4}Edot_A，其中Edot_A是J 1537 + 1155 A的自旋下降功率。或者，光谱可以用黑体模型拟合，T = 2.2 MK，投影发射面积约为5 \times 10^3 m^2。光子到达时间在双星轨道相位上的分布表明，在远射星周围X射线辐射是亏损的，这表明这种辐射是由来自J1537+ 1155 A的相对论风与它的中子星伴星的相互作用引起的。我们还重新分析了J 0737 -3039的Chandra和XMM-Newton观测结果，发现它的X射线谱与B1534+12的谱相似，其X射线光度与Edot_A的比值相当，这…
2006-03-31 astro-ph
The Evolution of Helium White Dwarfs: Applications to Millisecond Pulsars
我们提出了一个网格的低质量的白矮星的氦核心的质量范围从0.179到0.414 M_太阳的演化轨迹。质量下限非常适合与毫秒双星（MSP）的白矮星同伴进行比较。由于残余核燃烧，推导出的冷却年龄为10^9年。冷却年龄是一致的MSP系统的年龄估计的基础上的恒星的自旋下降。例如，对于PSR 1012+5307系统，我们推导出白矮星冷却年龄为6 +/-1 Gyr，与自旋下降年龄7 Gyr非常一致。对于伴星质量，我们发现M=0.19 +/- 0.02 M_sun。我们还研究了其它MSP系统，只选择了已知年龄和/或质量的系统，用现有的演化模型确定了伴星白矮星的有效温度和表面重力。
1999-10-13 astro-ph
Pulsar Kicks and Spin Tilts in the Close Double Neutron Stars PSR J0737-3039, PSR B1534+12 and PSR B1913+16
鉴于最近测量的闪烁速度PSR J 0737 -3039，我们研究了一套完整的约束施加在脉冲星B出生踢（幅度和方向）和预测最有利的脉冲星踢速度和自旋倾斜的各向同性和极性踢。我们的分析考虑了两个目前未知的参数：轨道平面在天空中的取向（欧米茄）和系统速度的径向分量（V_r）。假设该系统的奇特速度完全是由于第二次超新星爆发引起的，我们发现该系统可能自第二颗中子星诞生以来多次穿越银道面，超新星爆发后的奇特速度可能高达1200 km/s。我们还确认了我们早期研究中得出的物理参数的绝对下限和上限。然而，对于Omega和V_r这两个未知参数的特定组合，我们发现对脉冲星B的超新星前双星构型和出生反冲以及系统年龄的约束要严格得多。一旦欧米茄在明年被测量，它将是直接使用这里提出的结果，以进一步限制出生踢和自旋倾斜的预测。我们完成了全面的研究，并得出了类似的约束和自旋倾斜预测PSR B1534+12，其中唯一的自由参数是V_r。最后，对于PSR B1913+16，我们使用测得的脉冲星自旋倾斜和允许从脉冲星同伴的祖先的罗氏瓣溢出更新的祖先和踢约束。
2004-11-18 astro-ph
Effects of Pulsar Rotation on Timing Measurements of the Double Pulsar System J0737-3039
我们研究了脉冲星自转对双星计时的影响，特别强调了双脉冲星系统J 0737 -3039。脉冲星轨道运动引起的特殊相对论性像差改变了脉冲星辐射方向相对于自旋轴的经度和余纬度。前者引起脉冲质心的到达时间的偏移（这是常规的“径向”畸变延迟），后者导致轨道时间尺度上的脉冲轮廓的失真（收缩或扩张）。脉冲畸变的幅度与脉冲两端偏振位置角的变化成反比。对于脉冲星磁轴和自旋轴之间的小角度，如从偏振观测中推断的PSR J 0737 - 3039 A，脉冲失真是显著的（\sim 1%），并且相关的“纬向”像差延迟远大于纵向像差延迟。通过监测作为脉冲星轨道相位的函数的单独脉冲分量的到达时间，可以容易地用当前定时精度测量纬向像差延迟，从而约束系统的自旋几何。纬度延迟也可以通过监测系统在大地岁差时标上的轨道参数来检测。由于PSR J 0737 -3039系统的轨道方向接近边缘，脉冲星A的无线电波束在其上合点附近的广义相对论弯曲也引入了与像差延迟相似数量级的自旋相关时间延迟。此外，光弯曲将脉冲轮廓分成两个可变分量，对应于源的两个引力透镜图像。透镜效应的检测是具有挑战性的，但可能是可能的与现有技术。
2006-02-21 astro-ph gr-qc
Pulsar Death at an Advanced Age
本文总结了沿极向旋转磁场线的饥饿电场加速非中性粒子束的理论，包括惯性系拖曳对空间电荷限制束加速的影响。我应用这些结果的无线电脉冲星死亡线的一个新的计算，假设脉冲星"死亡“对应于停止对创建的磁极{ \it和}的磁场有一个局部偶极拓扑。星心偶极几何中的坐标系拖曳效应确实改善了理论与观测的比较，但观测与理论之间仍然存在不可接受的巨大冲突。抵消偶极子可以改善比较，但一个完全令人满意的理论需要包含逆康普顿伽马射线的磁转换，逆康普顿伽马射线是由旧中子星（$t > 10^8 $年）表面散射的热光子产生的，旧中子星（$T \geq 10^5$ K）通过旋转的核心和地壳之间的摩擦保持温暖。结果是恒星的“死亡谷”;在最古老的恒星$\sim (0.7-0.8) R_*$中，偶极中心与恒星中心的偏移就足够了。由此产生的理论预测了这些先进年龄的旋转动力行星的存在，最近发现PSR J2144-3933实际上有8.5秒的旋转周期证实了这一预测。
1999-11-26 astro-ph
On the evolution of the Gamma- and X-ray luminosities of Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云是银河系中一类重要的高能源（E > 0.1 TeV）。它们的伽马射线谱被解释为由于超相对论电子对周围光子的逆康普顿散射，而X射线谱是由于同步辐射。我们研究了γ射线和X射线辐射与类星体的下旋光度和特征年龄之间的关系。我们发现，星云的与距离无关的伽马射线与X射线通量比与自旋下降的光度（\propto \dot{E}^- 1.9）成反比，而与母脉冲星的特征年龄（\propto tau_c^2.2）成正比。我们解释这些结果是由于电子能量分布和星云动力学的演变，支持所谓的遗迹脉冲星风星云的想法。这些经验关系提供了一个新的工具，以分类不明的弥漫伽玛射线源，并估计自旋的亮度和特征年龄的旋转供电的脉冲星风星云的X-和伽玛射线的性质，没有检测到的脉动。我们应用这些关系来预测与风星云相关的四个候选恒星的自旋下降光度和特征年龄。
2008-11-03 astro-ph
1E 1207.4-5209: The puzzling pulsar at the center of the PKS 1209-51/52 supernova remnant
钱德拉对超新星遗迹PKS 1209-51/52的中心源1 E 1207.4-5209的第二次观测使我们能够确认先前检测到的424 ms周期，并假设均匀的自旋下降，估计周期导数Pdot（0.7-3）e-14 s/s。脉冲星的特征年龄P/2 Pdot为200-900 kyr，远大于信噪比估计的7 kyr。虽然没有观测到脉冲星活动的迹象，但自旋下降的光度值Edot（0.4-1.6）e34 erg/s和常规磁场B（2-4）e12 G是中年射电脉冲星的典型特征。如果1 E 1207.4-5209确实是在产生PKS 1209-51/52的同一超新星爆炸中形成的中子星，那么这种年龄上的差异可以用接近其当前值的较长初始周期来解释，或者不太可能用脉冲星非常大的制动指数来解释。或者，脉冲星可能是一个与超新星遗迹无关的前景物体，但这种巧合的概率非常低。
2002-03-18 astro-ph
Orbital Decay of the PSR J0045-7319/B Star Binary System: Age of Radio Pulsar and Initial Spin of Neutron Star
最近对PSR J 0045 -7319的计时观测表明，中子星/B星双星轨道在$|\Porb/\dot\Porb|=0.5$ Myr的时间尺度上衰减，比脉冲星的特征年龄（$τ_c=3$ Myr）短（Kaspi et al.~ 1996年a）。我们研究轨道衰变的机制。以静潮为基础的标准弱摩擦理论要求的粘性时间太短，无法解释观测到的$\dot\Porb$。我们表明，动力学潮汐激发的g-模式的B星可以负责的轨道衰减。然而，为了解释观测到的短衰变时间尺度，B星必须相对于轨道有一些显著的逆行旋转-逆行旋转带来了低阶g模，它们与潮汐势的耦合更强，与轨道运动更接近“共振”，从而显着增强了动力学潮汐。一个可能性小得多的可能性是g模阻尼时间比普通辐射阻尼时间短得多。观测到的轨道衰变时标与基于动力潮汐的一般轨道演化模型相结合，可以用作"计时器“，给出自中子星形成以来双星系统年龄的上限为$1.4$百万年。因此，脉冲星的特征年龄不是一个好的年龄指标。假设脉冲星存在标准的磁偶极制动，并且在$\lo 1$ Myr的时间尺度上没有明显的磁场衰减，年龄的上限意味着中子星在诞生时的初始自旋接近于它的当前值。
1996-05-16 astro-ph
