Formation and accretion history of terrestrial planets from runaway growth through to late time: implications for orbital eccentricity
残留的星子可能在类地行星通过巨大撞击形成后降低其轨道偏心率方面发挥了重要作用。然而，在大撞击阶段期间和之后的残留微行星的数量和大小分布是未知的，因为在失控增长和大撞击阶段的行星吸积模拟是独立进行的。在这里，我们报告的结果，直接N体模拟的形成类地行星开始与一个紧凑的星子盘。初始的微行星盘具有与类地行星相同的总质量和角动量，我们改变了微行星盘的宽度（0.3和0.5AU）和微行星盘的数量（1000-5000）。这个初始的配置通常会产生三颗大小相似的行星，有时第四颗小行星会在火星附近形成。由于仍有足够数量的微行星，即使在大撞击阶段之后，最终的轨道偏心率也与地球和金星一样小。
2008-06-10 astro-ph
On neutron star/supernova remnant associations
指出运动大质量恒星的空腔超新星爆发会导致中子星的诞生地与超新星遗迹的几何中心发生明显的偏移。因此：a）可以降低多个NS（例如PSR B1610-50、PSR B1757-24、SGR 0525 -66）的高隐含横向速度; b）NS的固有运动矢量不一定指向远离相关联的SNR的几何中心; c）可以扩大可能的NS/SNR关联的圆。讨论了一个观测测试，它可以让找到真正的出生地与中年SNR的NS，从而得到更可靠的估计，他们的横向速度。
2001-04-01 astro-ph
Constraining the Birth Events of Neutron Stars
巴德和兹威基关于超新星产生中子星的预言，并没有让我们对这些天体所显示的各种各样的观测现象有所准备。事实上，在对中子星进行实证研究的头30年里，只有少数中子星被发现与爆炸恒星的残余物有关。但是最近的X射线和射电观测已经大大证明了超新星和中子星之间的理论联系，并揭示了新生的致密残余物所具有的广泛性质。我们在这里回顾我们目前的知识状态有关中子星超新星遗迹协会，指出的陷阱和这样的联系举行的承诺。我们讨论中子星速度的范围，初始自旋周期，和磁场强度，以及脉冲星风星云的流行的工作。在中子星人口学的插槽举行的AXP，SGR，无线电安静中子星，和其他居民的动物园被认为是。我们还提出了一个全面普查的中子星遗迹协会的尝试，并讨论了选择的影响，不利于找到更多这样的关系。我们的结论是，没有迫切需要调用大型黑洞或沉默的中子星人口，并在未来几年举行了巨大的希望，产生一个更完整的理解中子星出生参数和随后的演变。
2002-02-06 astro-ph
The origin of runaway stars
依巴谷星和射电观测提供的毫角秒天体测量使得有可能追溯一些最近的逃逸恒星和逃逸星的轨道，以确定它们的起源地点。逃逸的御夫座AE和柱座μ以及偏心双星猎户座i的轨道在250万年前在新生的梯形星团中相互相交，证实了这些逃逸的双星是在双星相遇中形成的。逃逸恒星蛇夫座ζ的路径与附近的脉冲星PSR J1932+1059相交，大约100万年前，在年轻的恒星群上天蝎座。我们认为这颗中子星是发生在一个双星系统中的超新星的残骸，该双星系统中也包含zeta Oph，并推断脉冲星在爆炸中获得了约350 km/s的反冲速度。这两种情况下提供了第一个具体的运动学证据，这两种机制提出的生产失控的恒星，动力学喷射的情况下，和双超新星的情况下，在性质上运作。
2000-07-28 astro-ph
LS 5039: a runaway microquasar ejected from the galactic plane
我们收集了微类星体LS 5039的光学和射电天体测量数据，并导出了它的自行。这一点，再加上系统的距离和径向速度，使我们能够说，这个源正在逃离自己的区域静止标准，总的系统速度约为150 km/s，垂直于银道面的分量大于100 km/s。这可能是在超新星事件期间获得的加速的结果，该事件在这个双星系统中创造了紧凑的物体。我们过去计算过LS 5039的轨道，并在其轨道上寻找过OB星协和超新星遗迹，特别是研究了LS 5039与超新星遗迹G016.8-01.1之间的可能星协，尽管我们做了很多努力，但这一星协仍然是可疑的。我们还发现并研究了ISM中的HI腔，它可能是由LS 5039的恒星风或系统中致密天体的祖先产生的。最后，在对称超新星爆炸的情况下，我们估计，至少有17个太阳质量的损失，以产生高偏心率观察。这种质量损失也可以解释观测到的微类星体的逃逸速度。
2002-01-15 astro-ph
HD 271791: An Extreme Supernova Runaway B Star Escaping from the Galaxy
超高速恒星（HVS）最初被理论预测是由一个超大质量黑洞（SMBH）加速一个组成部分超过银河系的逃逸速度（希尔斯机制）的潮汐破坏双星系统的结果。因为银河系中心有这样一个SMBH，所以它被认为是HVS的起源地。然而，SMBH范式最近受到了年轻的HVS HD 271791的挑战，因为它的运动学指向银河系圆盘贫金属边缘的诞生地。在这里，我们报告了HD271791的大气层确实显示出太阳下的铁丰度以及α元素的增强，这表明从超新星或更高能的超新星中捕获了核合成产物。这意味着HD 271791是在超新星爆炸中被破坏的大质量双星系统的幸存次级。迄今为止，还没有发现这样的逃逸恒星超过银河系的逃逸速度，因此HD 271791是第一颗超逃逸恒星。这种失控的情况是一种替代希尔斯机制的加速一些高速公路与中等速度。观测到的HD 271791的化学成分对来自超大质量恒星（M_ZAMS >= 55 M_Sun）的核心坍缩的超新星核合成提出了宝贵的观测限制，这可能被观测为长持续时间/软谱类型的伽马射线暴。
2008-11-04 astro-ph
Birth rates of SGRs and AXPs: delayed amplification of magnetic field
我们提出了新的测定AXP和SGRS的出生率及其相关的SNR。我们发现AXP/SGR的高出生率为1/（500岁），相关SNRs的高出生率为1/（1700岁）。这些高速率表明，所有的大质量恒星（大于~ 25 M_sun）都会产生具有类磁星场的遗迹。最近的观测表明，化石场不能解释祖星中如此高的场。中子星诞生期间的发电机机制需要比观测或理论表明的更快的自旋速率。在这里，我们提出了中子星的形式与正常（~ 10^{12} G）磁场，然后放大到10^{14}-10 15} G后，延迟几百年。这种放大被推测是色铁磁性的结果，发生在中子星核心达到夸克解除禁闭密度之后。这种延迟放大的现象，使得同时解释AXP/SGR的高出生率和高磁场，以及它们与大质量恒星的联系，变得困难重重。
2007-12-06 astro-ph
Central Compact Objects in Supernova Remnants
中央致密天体（CCO）是位于超新星遗迹中心附近的少数软X射线源，应该是年轻的，无线电安静的孤立中子星（INS）。为了完善我们对INS诞生性质的看法，对它们的物理性质有一个清楚的理解是至关重要的。我们将回顾CCO的现象，强调最重要的，最近的结果，我们将讨论这些来源与其他类别的INS的可能关系。
2007-12-13 astro-ph
Puzzling Pulsars and Supernova Remnants
大多数最年轻的射电恒星都被膨胀的超新星遗迹所包围，这一事实有力地证明了中子星是在大质量恒星的超新星中产生的。在许多情况下，脉冲星似乎明显偏离超新星遗迹的几何中心，这表明中子星自诞生以来就以相当大的空间速度远离爆炸地点。在这里，我们表明，这些偏移量显示出对银河经度的一个符号的压倒性偏好，这一结果对真正的协会数量有重要意义。这种统计上的显著效应的起源可能在于星际介质中恒星和气体之间的银河系旋转速度差。
1999-11-02 astro-ph
Precise Timing of the X-ray Pulsar 1E 1207.4-5209: A Steady Neutron Star Weakly Magnetized at Birth
我们分析了2000-2005年收集的超新星遗迹PKS 1209-51/52中1 E 1207.4-5209的所有X射线计时数据，发现了一个高稳定的自转，其P=424.130451（4）ms，周期导数为（9.6 +/- 9.4）E-17 s/s。这驳斥了先前关于这些数据中存在大量时间不规则性的说法。在偶极自旋下降形式中，周期导数的2 σ上限意味着能量损失率< 1.5E32 ergs/s，表面磁场强度B_p < 3.5E11 G，特征年龄τ> 2400万年。这个τ比剩余年龄大了3个数量级，这就要求脉冲星出生时就在它的当前周期旋转。1 E 1207.4-5209的X射线光度L（bol）~= 2 E33 ergs/s（2kpc），超过了它的自旋下降能量损失，这意味着L（bol）来自剩余冷却，可能部分来自超新星碎片的吸积。对于软X射线谱中的至少一条显著吸收线，B_p的上限足够小，以支持电子回旋模型。这是继Kesteven 79中的PSR J1852+0040之后，第二个可以证明的脉冲星旋转缓慢且具有弱B场的情况。
2007-04-18 astro-ph
The End of Amnesia: A New Method for Measuring the Metallicity of Type Ia Supernova Progenitors Using Manganese Lines in Supernova Remnants
提出了一种利用年轻超新星遗迹X射线谱中Mn和Cr谱线测量Ia型超新星祖先金属丰度的新方法。我们发现，在Ia型超新星喷出物中的Mn，Cr的质量比是密切相关的祖先的初始金属丰度，确定由中子过剩的白矮星材料之前热核失控。我们使用这种相关性，以及朱雀最近探测到的第谷超新星遗迹中的Cr和Mn K α X射线线通量（Tamagawa等人，2008年）得出金属丰度log（Z）= -1.32（+0.67，-0.33），相当于log（Z/Zsun）= 0.60（+0.31，-0.60），根据Asplund et al.（2005）对太阳金属丰度的最新测定。测量的不确定性很大，但金属丰度比太阳值小得多，可以放心地放弃。我们讨论了这一结果对未来Ia型超新星祖先研究的影响。
2008-05-21 astro-ph
The Velocity Distribution of Isolated Radio Pulsars
我们通过模拟它们的诞生，演化和在大规模0.4 GHz脉冲星调查中的检测，并通过使用似然函数将可测量的脉冲星属性的模型分布与调查数据进行比较，来推断无线电脉冲星的速度分布。我们测试的模型，人口的出生率，光度，关闭无线电发射，出生地点和出生速度。我们推断，无线电波束亮度（i）是可比较的自旋驱动磁层模型中的相对论粒子的能量通量，这意味着无线电发射损失达到近100%的最古老的恒星;和（ii）规模约为sqrt（Edot），在磁层模型中，是成比例的电压降可用于加速粒子。我们发现，具有90 km/s和500 km/s的特征速度的两个分量的速度分布是非常优选的任何一个分量的分布。我们探讨了优先出生速度分布的一些结果：（i）太阳附近大约50%的中子星将逃离银河系，而大约15%的中子星的速度大于1000 km/s;（ii）存在一个重要的低速种群，它增加了球状星团中保留的中子星的比例，并且与从星际介质吸积的老天体的数量一致;（iii）在超新星遗迹膨胀和脉冲星自旋下降的标准假设下，大约10%的小于20 kyr的超新星将出现在它们的宿主遗迹之外。最后，我们评论的后果，我们的出生速度分布的二进制生存和人口的吸入二中子星相关的一些GRB模型和LIGO的潜在来源。
2001-11-29 astro-ph
Interaction of High-Velocity Pulsars with Supernova Remnant Shells
对超音速运动脉冲星产生的脉冲星风进行了流体动力学模拟。脉冲星穿过星际介质，或者在更有趣的情况下，穿过其诞生时产生的超新星遗迹。在这两种情况下，都存在一个三重结构，包括风终止激波，接触不连续和弓形激波的脉冲星风星云的边界。使用流体动力学模拟，我们研究了脉冲星风星云内的超新星遗迹的行为，特别是与外壳的星际物质和周围的残骸爆炸波席卷。这种相互作用发生在脉冲星从超新星遗迹中爆发出来时。我们假设残骸处于其演化的Sedov阶段。在突破之前，与脉冲星运动相关的马赫数等于${\cal M}_{\rm psr} = 7/\sqrt{5}$，{ \em independent}超新星爆炸能量和脉冲星速度。弓激波结构被证明是生存的突破事件。
2002-02-12 astro-ph
Gamma-ray bursts from stellar remnants: probing the Universe at high redshift
伽马射线暴（GRB）释放的能量与超新星爆炸相似，结合其快速的变化性，表明它的起源与中子星或黑洞有关。由于这些致密的恒星残骸形成于质量最大的恒星诞生后不久，因此伽马射线暴应该可以追踪宇宙中恒星的形成率;我们证明了伽玛射线暴的通量分布与此一致。由于恒星形成速率随红移的强烈演化，因此已知最暗的爆发具有z ~ 6，远高于通常引用的值，并超过最遥远的类星体。这就解释了为什么在经过充分研究的伽马射线暴误差框中没有明亮的星系。距离的增加意味着峰值光度为8.3e51 erg/s，速率密度为每个星系每百万年0.025。这些值分别比非演化伽玛射线暴率拟合所暗示的值高20倍和低150倍。这意味着伽玛暴要么是由一种比双中子星合并更罕见的现象引起的，要么是由于光束的存在，我们通常看不到它们的伽玛射线辐射。精确的爆发位置从光学瞬变将区分不同的模型从恒星死亡的伽玛射线暴，因为祖出生地和爆发之间的距离有很大的不同。最暗的伽马射线暴是已知的最遥远的天体，可能在第一批恒星形成的时候探测宇宙。
1997-12-09 astro-ph
Energetic Young Radio Pulsars
年轻的射电巨星释放出大量的旋转能量，有时高达太阳总能量损失率的10万倍。这种能量损失所导致的广泛现象包括：毛刺、定时噪声、射流、弓形激波、子弹和plerions，并从观测的角度进行审查。过去和建议的调查年轻的射电脉冲星一起总结了脉冲星的诞生速度和协会与超新星遗迹。现在有4个无线电监测仪测量制动指数。由此产生的限制，年轻的射电星的演变进行了讨论，根据目前观察到的人口的射电星。简要介绍了光学、X射线和伽马射线能量的观测，这些观测为研究辐射和磁层过程提供了独特的机会。脉冲星的诞生速度和超新星遗迹协会的地位进行了总结。
1997-02-18 astro-ph
Supernova remnant S147 and its associated neutron star(s)
超新星遗迹S147内有脉冲星PSR J 0538 +2817，其特征年龄比系统的运动学年龄大一个数量级以上（根据脉冲星与超新星遗迹几何中心的角偏移和脉冲星自行推断）。为了调和这种差异，我们提出PSR J 0538 +2817可能是大质量双星系统中第一颗超新星爆炸的恒星残骸，因此可能与其特征年龄一样古老。我们的建议意味着S147是第二次超新星爆炸（破坏了双星系统）的弥漫残余物，一颗年轻得多的第二颗中子星（不一定表现为射电脉冲星）应该与S147有关。我们使用现有的观测数据表明，形成S147的超新星的祖先是沃尔夫-拉叶星（因此超新星爆炸发生在被大质量壳包围的风泡内），并限制了双星系统的参数。我们还限制了年轻的中子星在出生时受到的反冲速度的大小和方向，发现反冲矢量不应该强烈地偏离双星系统的轨道平面。
2006-04-08 astro-ph
Proper Motion Measurements of Pulsar B1951+32 in the Supernova Remnant CTB 80
利用甚大天线阵和派镇天线，我们在1989年至2000年的四个时期测量了射电脉冲星B1951+32相对于附近背景射电源的位置。这些数据表明，脉冲星在（252 +/- 7）度（北到东）位置角处的运动速度为（25 +/- 4）毫角秒/年，对应于距离源2 kpc的横向速度为（240 +/- 40）km/s。测量到的运动方向证实了脉冲星正在远离其相关超新星遗迹的中心，这是第一次证明这样的结果。独立于对脉冲星诞生地的假设，我们表明，测量的自行意味着脉冲星的年龄为（64 +/- 18）kyr，略低于其特征年龄107 kyr。如果脉冲星的初始自旋周期为（27 +/- 6）ms，则可以解释这种差异。
2002-02-03 astro-ph
Neutron star/supernova remnant associations: the view from Tbilisi
我们提出了一种新的方法来研究中子星/超新星遗迹协会，基于这样的想法，超新星遗迹（SNRs）可以是一个偏离中心的超新星（SN）爆炸的产品在一个预先存在的气泡由一个移动的大质量恒星的风创建。运动恒星的空腔中子星爆炸导致中子星（NS）的诞生地与SNR的几何中心有相当大的偏移。因此：a）可以减小通过NS与SNR的关联而针对多个NS推断出的高横向速度; b）NS的固有运动矢量不一定指向远离相关联的SNR的几何中心。考虑到这两个事实，使我们能够扩大可能的NS/SNR协会的圈子，并可能显着影响以前的协会研究的结果。我们的方法的可能性说明了一些例子。我们还表明，偏心腔SN爆炸的概念可以用来解释一些SNRs的奇特结构，并寻找可能与它们相关的恒星遗迹。
2002-08-01 astro-ph
The 69 ms Radio Pulsar Near the Supernova Remnant RCW 103
我们报告的无线电脉冲星对应的69毫秒的X射线脉冲星附近发现的超新星遗迹RCW 103（G332.4-0.4）的检测。我们的探测证实，脉动来自一颗旋转动力的中子星，我们将其命名为PSR J 1617 -5055。观测到的重心周期导数证实了脉冲星的特征年龄只有8 kyr，是所有已知脉冲星中第六小的。这颗脉冲星异常的年轻，而且它与年轻的残骸很接近，这就要求我们考虑它的关联性。虽然各自的年龄和距离在相当大的不确定性范围内是一致的，但考虑到观测到的脉冲星速度分布，缺乏脉冲星风星云的证据，以及残骸的对称性，很难解释大的推断脉冲星横向速度。相反，我们认为这些物体很可能叠加在天空上;考虑到复杂的区域，这是合理的。如果没有关联，PSR J1617-5055诞生后留下的超新星遗迹在哪里的问题仍然悬而未决。我们还讨论了PSR J1617-5055和γ射线源2CG 333+01之间的可能关联。虽然从能量上看，这种关联是合理的，但考虑到EGRET没有检测到2CG 333+01，这种关联不太可能。
1998-06-24 astro-ph
The Birth, Evolution and Death of Star Clusters
足够密集的气体聚集，经过几百万年的恒星形成过程，逐渐形成一个嵌入的星团。如果它包含足够的质量，O型星就会形成并爆炸性地排出剩余的气体，而较差的星团会逐渐减少其胚胎气体含量。气体的突然排出会使大部分的富星系团脱离束缚，但其中相当一部分可以通过两体相互作用凝聚成疏散星团，尽管恒星形成效率低至30%。疏散星团更容易在逐渐的质量损失中幸存下来，但寿命短，弛豫有限。因此，类昴星团可能形成为膨胀的OB星协的核心，通过填充它们的潮汐半径和具有大的（1 - 2 pc）核心半径。因此建立了簇的"主序列"。最终，一个星团会因为不断缩短的弛豫时间而爆炸性地死亡，并留下一个由大约4 - 10颗恒星组成的残骸，这些恒星排列在一个高度等级化的系统中，因此寿命很长。在非常年轻的星系团中，动力学质量分离是非常迅速的，并且会大大加热星系团，这部分地被原始双星破裂所产生的冷却所抵消。
2000-10-20 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
Jetted GRBs, Afterglows and SGRs from the Birth of Quark Stars
最近的研究表明，当冷的核物质被压缩到高的核密度时，具有自旋零和反对称色波函数玻色的双夸克凝聚成密度是其数倍的超流/超导态。各种天体物理现象可以用中子星（NS）到（双）夸克星（QS）的引力坍缩来解释，这是中子星在超新星爆炸中诞生后$\sim 10^{4}$年内，当它们充分冷却和自旋时（通过磁制动？），一级相变的结果。引力能的释放驱动了一场爆炸，它可能会喷射出高度相对论性的窄准直喷流和一个温和的相对论性的"球形“壳。残余量子点的缓慢收缩/冷却可以为软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）提供动力，而不会调用巨大的磁能存储。当喷流碰巧指向我们的方向时，它们可以在遥远的星系中产生观测到的伽马射线暴（GRB），而GRB则会发出余辉。爆炸产生的膨胀壳层也可能产生伽玛射线暴的余辉。喷流扭曲了原始的SNR，沿着它们的轨迹扫过周围的物质，将其加速到宇宙射线（CR）能量，并将其分散在它们停在星系晕时形成的热点中。我们银河系中的这类事件可能是银河系所有能量的宇宙射线的主要来源。
1999-02-01 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
Helium stars as supernova progenitors
我们跟踪了初始质量为$(2.2 - 2.5) M_\odot$的氦星的演化，并表明它们经历了偏离中心的碳燃烧，在核心的内部留下了未燃烧碳的${\mathbf \sim 0.01 M_\odot}$。当碳-氧核心增长到克拉塞卡质量时，剩余的碳量足以引发热核失控。在爆炸的那一刻，恒星将拥有一个由几个$0.1 M_{\odot}$组成的包层，包括He、C，可能还有一些H，也许会产生一种特殊的SN。根据Waldman和Barkat（2007）关于吸积白矮星的结果，我们预计在很宽的$ρ_c \approx (1 - 6) \times 10^9 \mathrm{g cm^{-3}}$范围内会发生热核失控，这取决于残余碳的数量。我们验证了这种情况的可行性表明，在一个封闭的双星系统与初始质量$(8.5 + 7.7) M_{\odot}$和初始周期为150天的主要产生的氦残留物$2.3 M_{\odot}$，进一步发展像我们考虑的模型。
2007-10-21 astro-ph
The Persistence of Memory, or How the X-Ray Spectrum of SNR 0509-67.5 Reveals the Brightness of its Parent Type Ia Supernova
我们研究的动力学和X射线光谱的年轻Ia型超新星遗迹0509-67.5的背景下，最近的结果从其光回波光谱学。我们的目标是利用钱德拉和XMM-牛顿对超新星遗迹的观测来估计超新星爆炸的动能，从而将0509-67.5的诞生事件置于由暗到亮的Ia型超新星序列中。我们的分析基础上的一维延迟爆轰爆炸模型的标准网格，连同流体动力学和X射线光谱计算的超新星遗迹的演变。从残余动力学和X射线光谱中的O、Si、S和Fe发射特性，我们得出结论，0509-67.5起源于大约400年前的一次明亮的高能Ia型爆炸，类似于SN 1991 T。我们最好的模型有一个动能的1.4 × 10 E51尔格和合成0.97 Msun的56镍。这些结果与光回波的年龄估计和光谱非常一致。因此，我们已经建立了Ia型超新星和超新星遗迹之间的第一个联系，基于对两个物体的详细定量分析。
2008-01-30 astro-ph
Gravitational radiation from highly magnetized nascent neutron stars in supernova remnants
我们考虑了高磁化中子星在超新星中诞生后在超临界流中的自旋演化。强磁场的存在会使恒星变形，如果磁场的对称轴与恒星自转的对称轴不重合，恒星就会发射引力波。在这里，我们研究的引力辐射的可能性，从这样的恒星时，有一个超临界流入到它。恒星的配置是轻微的变形远离球形的强烈磁场，恒星的旋转角频率是由吸积力矩和磁偶极子辐射之间的平衡。给出了这类系统引力辐射特征振幅的估计。（摘要摘录）
2002-07-04 astro-ph gr-qc
Chandra Observations of SNR 1987A
本文报道了我们利用{ \it钱德拉X射线天文台}对超新星1987 A的X射线遗迹进行监测的结果。我们在{ \it Chandra}周期3期间进行了两次新的观测，使过去三年的监测观测总数达到六次。这六次观测提供了一个新的超新星遗迹在X射线中诞生的详细时间历史。高角分辨率图像表明，软X射线亮节与光点，而硬X射线功能更好地与无线电图像相关。我们解释这方面的一个模型，其中快速冲击传播通过拱HII区域产生的硬X射线和无线电发射，而软X射线和光发射出现在较慢的冲击进入密集的节在拱内环。新的观测开始显示形态的变化，这可能预示着这个早期超新星遗迹发展的新阶段。在过去的30个月里，观测到的X射线通量增加了近三倍。X射线残骸正在以$\sim$ 5000 km s $^{-1}$的速度膨胀。
2003-08-12 astro-ph
CCO Pulsars as Anti-Magnetars: Evidence of Neutron Stars Weakly Magnetized at Birth
我们对两个中心致密天体的新研究，PSR J1210-5226（P = 424 ms）和PSR J1852+0040（P = 105 ms），使我们得出结论，弱的出生磁场塑造了它们独特的观测特性。在偶极自旋下降形式中，它们的周期导数的2-σ上限<2 E-16，这意味着表面磁场强度B_s <3E-11 G，并且它们出生时的自旋周期等于它们现在的周期的三位有效数字。它们的X射线光度超过各自的自旋下降光度，这意味着它们的热光谱来自剩余冷却，可能部分来自超新星碎片的吸积。对于足够弱的磁场，一个吸积盘可以穿透光圆柱体并与磁层相互作用，同时对中子星产生的扭矩保持在观测范围内。我们提出以下无线电安静CCO的起源：磁场，来自一个湍流发电机，是较弱的，如果NS形成旋转缓慢，这使得它能够吸积SN碎片。吸积不包括射电脉冲星巡天中出生时B_s均为0.1的中子星< 1E11 G and P >，在射电脉冲星巡天中，除了非常古老（> 4000万年）或回收的中子星外，不会遇到这种弱场。我们预测，这些出生属性是常见的，并可能是最年轻的检测到的中子星，CCO仙后座A，以及一个未被发现的婴儿中子星在SN 1987 A残余的属性。鉴于在Cas A周围发现的远红外线回波，并归因于类似SGR的爆发，通过计时来确定Cas A是否拥有磁星尤为重要。如果不是磁星，Cas A NS可能经历了一次相变（corequake），为光…
2007-11-10 astro-ph
Evolution of a Neutron Star From its Birth to Old Age
描述了中子星从原始中子星的诞生到冷的、催化的结构的老年演化的主要阶段。原中子星是在超新星爆炸后形成的，它的演化是由中微子扩散控制的。它的中微子信号是对其内部结构和组成的有价值的诊断。在它从一个热的、富含轻子的物质转变为一个冷的、催化的残余物的过程中，它有可能坍缩成一个黑洞，从而突然终止中微子的发射。基本的微观物理学，在这里审查，控制其演变的状态方程的致密物质和相关的中微子不透明度。描述了几种模拟原始中子星演化的方法，这些方法涉及对致密物质组成的不同假设。它在诞生一百年左右后演化成一颗几乎等温的中子星，在接下来的一百万年里，它可能会通过X射线的热发射来观测。它的表面温度将取决于其核心中微子发射过程的速度，这取决于致密物质的组成以及其成分是否表现出超流性和超导性。热辐射的观测为确定中子星的半径提供了最好的希望。探讨了一个准确的半径测定的基本致密物质状态方程的影响。
2000-12-06 astro-ph nucl-th
