Timing of millisecond pulsars in NGC 6752 - II. Proper motions of the pulsars in the cluster outskirts
利用五年的数据跨度，我们提出了改进的定时解决方案，已知的球状星团NGC 6752中的五个毫秒双星。它们包括对星团中两颗最外层恒星PSR J1910- 5959 A和PSR J1910- 5959 C的自行测定。在当前的不确定性内，自行的值彼此一致，但不匹配（分别在4西格玛和2西格玛水平）与整个球状星团的自行的光学波段中导出的值。这些结果的集群成员资格的两个EQUIPARS的影响进行了研究。最后对J1910- 5959 A双星系统中Shapiro延迟的探测前景进行了展望。
2006-09-06 astro-ph
Formation of Binary Pulsars in Globular Clusters
在23个球状星团中已经发现了近70个射电双星，仅在47个Tuc中就观察到了创纪录的22个射电双星。精确的时间解决方案，包括在集群中的位置，是已知的许多卫星。这些最近的观测结果提供了一个独特的机会，重新从理论上研究球状星团中循环星的形成和演化。本文简要介绍了中子星与原始双星之间的动力学交换作用，通过这种交换作用，中子星可以获得中等质量的双星伴星。这些中等质量双星的后期演化自然导致了在星团中观测到的两种主要类型的毫秒双星。
2002-12-09 astro-ph
A 1.4-GHz Arecibo Survey for Pulsars in Globular Clusters
我们已经调查了所有22个已知的银河系球状星团可观察到的阿雷西博射电望远镜和70千秒差距内的太阳在~ 1.4 GHz的无线电脉动。数据是用宽带阿雷西博脉冲星处理器采集的，它提供了探测快速旋转的微弱脉冲星所需的大带宽和高时间和频率分辨率。我们还采用了先进的搜索技术，以保持对短轨道周期双星的敏感性。这些搜索在5个星团中发现了11个新的毫秒双星和2个有希望的候选者，几乎是阿雷西博可见球状星团中双星数量的两倍。其中10颗是双星系统，3颗是食星。这次巡天发现了比以往对同一星系团的巡天观测明显更多的极快速自旋双星（P_spin <~ 4 ms）和短轨道周期系统（P_orb <~ 6 hr）。我们讨论了这些系统的一些性质，以及球状星团脉冲星总体的一些特征，特别是它的光度分布。
2007-07-11 astro-ph
Twenty Years of Searching for (and Finding) Globular Cluster Pulsars
球状星团每单位质量产生的毫秒微扰比银河系圆盘多几个数量级。自从第一颗星团脉冲星在20年前被发现以来，至少有138颗被确认，其中大部分是毫秒双星。由于它们的起源涉及恒星相遇，这些系统中的许多都是在银河系中永远不会被观察到的奇异物体。例子包括脉冲星-主序星双星、极快速的自转星（包括目前的纪录保持者），以及在高偏心轨道上的毫秒双星。这些系统允许新的探测器的星际介质，在超核密度的物质状态方程，中子星的质量分布，和动态的球状星团。
2007-10-19 astro-ph
The peculiar millisecond pulsars in the globular clusters NGC 6397 and NGC 6752
在球状星团中发现的毫秒双星是研究星团动力学、团内电离气体和双星演化的诊断工具。在帕克斯射电望远镜进行的1.4 GHz搜索的头两年里，在6个以前没有发现毫秒双星的球状星团中发现了12个新的毫秒双星。本文以两个球状星团NGC 6397和NGC 6752为例，讨论了这些发现的科学依据。
2002-08-30 astro-ph
Is There a Planet in the PSR 1620-26 Triple System?
低质量毫秒脉冲双星PSR B 1620 -26异常大的离心率（$e_1=0.025$）可以自然地解释为来自第二个更遥远的伴星的长期扰动。这种三重组态最近被认为是脉冲星异常二阶周期导数的最可能原因。当前定时数据与低至$\sim10^{-3}\,M_\odot$的第二伴随质量$m_2$一致，即，与木星相当。然而，{ \em如果\/}离心率确实是由长期摄动产生的，那么第二颗伴星一定是另一颗恒星，很可能质量为$m_2\lo1M_\odot$，轨道非常偏心（$e_2\go0.5$），周期为$P_2\sim10^2$- $10^3\,$年。第二个行星质量的伴星不能引起观测到的偏心率。与第二颗伴星的质量无关，脉冲双星轨道的微小变化应该可以通过几年的计时数据检测到。这一探测将直接证实该系统的三重性质，对影响的准确测量将对轨道参数施加新的重要限制。
1994-02-02 astro-ph
A Hierarchical Triple Star System in M4
射电毫秒脉冲星PSR B 1620 -26是球状星团M4中一个非凡的三星系统的一部分。中子星的内伴星被认为是质量为m1 ~0.3 Msun的白矮星，其轨道周期为~0.5年。第二个更遥远的伴星的性质和轨道特征多年来一直是个谜。最新的无线电脉冲星定时数据的理论分析在这里，使我们能够确定大约的质量和轨道参数的第二个同伴。值得注意的是，目前的最佳拟合参数对应于第二个伴星，其质量为 ** 行星 **，m2 ~0.007 Msun，轨道偏心率为e2 ~0.45，半长轴为a2 ~60 AU。M4中这一非常宽的三元组的动力学寿命很短，这表明球状星团中一定存在大量这样的行星。我们还讨论了内双星脉冲星异常高的离心率问题。虽然这种偏心率可能是在产生三元组的相同动力学相互作用过程中引起的，但我们发现它也可能自然地产生于三元组中的长期长期扰动效应，将内部轨道的广义相对论进动与外部行星的牛顿引力扰动相结合。
2000-12-08 astro-ph
A search for X-ray counterparts of the millisecond pulsars in the globular cluster M28 (NGC 6626)
最近一次对球状星团的无线电观测已经使毫秒级星团的数量急剧增加。M28现在是拥有第三大恒星群的球状星团，仅次于泰山5和图克47。这促使我们重新审视M28上的钱德拉档案数据，以评估新发现的毫秒双星是否能在M28上发现的各种X射线源中找到对应物。PSR J1824- 2452 H的射电位置与CXC 182431-245217的位置一致，而M28中心附近的一些微弱的未分辨X射线发射则与毫秒双星PSR J1824- 2452 G，J1824 - 2452 J，J1824 - 2452 I和J1824- 2452 E一致。
2007-05-01 astro-ph
Discovery of short-period binary millisecond pulsars in four globular clusters
我们报告的发现使用帕克斯射电望远镜的二进制毫秒双星在四个集群，没有相关的双星是以前已知的。这四颗双星的脉冲周期在3到6毫秒之间，都在圆形轨道上，有低质量的伴星，轨道周期为几天或更短，其中一颗伴星的轨道周期为1.7小时。另一颗虽然在相对较宽的轨道上，但在双星周期的40%时间里被来自其伴星的风所遮蔽。这些发现是由于使用了改进的技术，并证明在球状星团中仍有许多毫秒双星有待发现。
2000-10-13 astro-ph
Theoretical Implications of the 47 Tuc Pulsars
在球状星团47 Tuc中已经观测到了20个毫秒射电双星。这是迄今为止已知的球状星团中最大的射电望远镜样本。这些最近的观测结果提供了一个独特的机会，重新从理论上研究球状星团中循环星的形成和演化。
1999-11-09 astro-ph
A Binary Millisecond Pulsar in Globular Cluster NGC6544
本文报道了在球状星团NGC 6544中用傅立叶域"加速度“搜索探测到一颗新的3.06 ms脉冲双星。它的伴星质量约为0.01太阳质量，轨道周期仅为P_b~1.7小时，与许多被伴星风遮蔽的双星具有非常相似的轨道特性。它的轨道周期是已知双星中第二短的，仅次于47 Tuc R。在1332 MHz下测得的通量密度为1.3 +/- 0.4 mJy，表明脉冲星几乎肯定是NGC 6544核心附近已知的陡谱点源。
2000-10-12 astro-ph
Radio Pulsars in Terzan 5
我们报告的搜索球状星团泰山5低光度和加速射电望远镜使用64米帕克斯射电望远镜。发现了一颗新的毫秒脉冲星，编号为PSR J1748- 2446 C，周期为8.44毫秒。使用位于Jodrell Bank的76米Lovell射电望远镜进行的时间测量表明，它是一颗孤立的脉冲星，靠近星团的核心。我们还提出了定时测量的结果，这表明，较长周期的脉冲星PSR J1748-2444（以前称为PSR B1744- 24 B）位于10弧分从集群的核心，是不太可能与集群。我们的结论是，有进一步的集群中检测到的病毒。
2000-03-06 astro-ph
Deep Radio Imaging of Globular Clusters and the Cluster Pulsar Population
我们利用甚大射电望远镜阵和澳大利亚望远镜紧凑阵对七个球状星团进行了深源多频射电观测。其中五个，NGC 6440，NGC 6539，NGC 6544，NGC 6624和Terzan 5，以前曾在球状星团的陡谱射电源的较浅调查中被探测到（Fruchter和Goss 1990）。第六个是丰富的球状星团，Liller 1，迄今为止还没有被射电观测到，第七个是图克坦47，没有被包括在我们最初的巡天中。其中三个星团NGC 6440、NGC 6539和NGC 6624的高分辨率6和20 cm图像只显示了与我们第一次成像调查后发现的双星相一致的点源。21和18厘米的图像揭示了47 Tuc中心的几个核心半径内的几个点源。其中两颗是已确认的脉冲星，第三颗是可变的，具有陡峭的光谱，也很可能是以前通过脉冲测量确认的脉冲星。然而，NGC 6544、Liller 1和Terzan 5的6、20和90厘米图像显示出强烈的陡谱发射，这与已知的恒星不相关。丰富的星团泰山5的图像显示了$30''$内的许多点源，或星团中心的4个核心半径。这些天体的密度向核心迅速上升，在那里发现了一个拉长的发射区，最亮的单个源以及扩展的发射，具有预期的双星的陡峭光谱。此外，源的流量分布符合标准脉冲星光度函数。观察到的总亮度和物体数量表明，泰山5号包含的脉冲星比银河系任何其他球状星团都多。
1999-10-25 astro-ph
Searching for Millisecond Pulsars in Globular Clusters at Parkes: Further Results
在帕克斯射电望远镜1.4 GHz波段的前两年搜索中，我们在6个球状星团中发现了12个新的毫秒双星，其中以前没有发现过毫秒双星。在这里，我们简要地描述了动机，新的硬件和软件系统，通过这项调查，我们目前为止所获得的结果。
2001-08-21 astro-ph
Pulsar timing and the detection of black hole binary systems in globular clusters
球状星团中可能存在中等质量双星黑洞，这为探测时空振荡提供了一个独特的几何条件。对于某些可能在GC内的脉冲星IMBBH配置，通常的远场平面波近似的IMBBH度量扰动严重低估了诱导脉冲星脉冲到达时间（TOA）波动的幅度。在这封信中，预期TOA的波动所引起的IMBBH躺在靠近脉冲星和地球之间的视线的第一次计算。对于一个由10兆太阳能和10^3兆太阳能组成的IMBBH，10年的轨道周期，距离地球-脉冲星视线0.1光年，感应脉冲星定时剩余振幅将在5到500纳秒的量级。
2005-05-29 astro-ph
Probing the presence of a single or binary black hole in the globular cluster NGC 6752 with pulsar dynamics
与球状星团中已知的所有其他彗星相比，NGC 6752中的五颗毫秒彗星显示出的位置或加速度非常不寻常。特别是PSR-A，一个双脉冲星，生活在集群晕，而PSR-B和PSR-E，位于核心，显示出显着高的负自旋导数。这表明，一些不寻常的动力学过程是在发挥作用的集群核心，我们归因于一个大规模的扰动的存在。在这里，我们调查是否一个单一的中等质量的黑洞，躺在星系球状体中观察到的质量与西格玛关系的外推，或一个较小的质量由两个黑洞组成的二进制可以发挥所要求的作用。为此，我们模拟了PSR-A、它的伴星和黑洞的双星相遇。详细讨论了各种情况。在我们的近距离四体相遇中，一个黑洞-黑洞双星可能会在一个长期稳定的轨道上吸引一颗毫秒脉冲星。对捕获的卫星脉冲星进行计时测量，可以明确地揭示球状星团核心中黑洞的存在。
2003-08-31 astro-ph
Timing of Millisecond Pulsars in NGC 6752: Evidence for a High Mass-to-Light Ratio in the Cluster Core
利用脉冲计时观测，我们获得了NGC 6752中5颗毫秒双星的精确参数，包括20 mas精度的位置。其中三个相对靠近星团中心，其视向加速度大于光学观测得到的中心质量密度预测的最大值，为中心质光比>~ 10提供了动力学证据，远高于任何其他球状星团。另外两颗毫秒双星很可能已经被抛射出核心，分别以1.4和3.3的半质量半径到达它们现在的位置，这表明星团核心中存在着不寻常的非热动力学。
2002-04-17 astro-ph
Theoretical Implications of the PSR B1620-26 Triple System and its Planet
我们提出了一个新的理论分析的PSR B1620-26三重系统的球状星团M4，最新的无线电脉冲星定时数据的基础上，现在包括测量的脉冲频率的五个时间导数。这些数据使我们能够完全确定第二个伴星的质量和轨道参数（直到通常未知的轨道倾角$i_2$）。目前的最佳拟合参数对应于行星质量的第二个伴星$m_2 \sin i_2 \simeq 7\times10^{-3} M_\odot$，其轨道偏心率为$e_2\simeq 0.45$，半长轴为$a_2\simeq 60 $ AU。利用数值散射实验，我们研究了一个可能的形成方案的三重系统，这涉及到一个动力学交换的双脉冲星和一个原始的恒星-行星系统之间的相互作用。这三颗行星目前的轨道参数与这样一个动力学起源是一致的，并表明母恒星-行星系统的分离非常大，$\go 50 $ AU。我们还研究了内双星脉冲星异常高偏心率的可能来源。虽然这种偏心率可能是在相同的动力学相互作用，创造了三重，我们发现，它同样可以产生长期长期的长期扰动效应的三重，结合广义相对论进动的内轨道与牛顿引力摄动的行星。在这个系统中探测到一颗行星，可以被认为是大量太阳系外行星系统的证据，与最近在太阳附近发现的行星系统不同，它们也存在于古老的星团中。
1999-11-12 astro-ph
Shapiro Effect as a Possible Cause of the Low-Frequency Pulsar Timing Noise in Globular Clusters
一个延长的毫秒脉冲星的计时揭示了低频不相关的噪音，可能是天体物理学的起源，在脉冲到达时间（PAT）的残差，其中一些。在大多数情况下，球状星团中的双星表现出其旋转相位和自旋速率的低频调制。脉冲星信号在随机分布和运动的球状星团恒星的弯曲时空中的相对论时间延迟（夏皮罗效应）被认为是这种调制的可能原因。考虑到随机分布恒星系综的引力场的非平稳性所引起的像差修正很小，本文导出了球状星团中脉冲星的Shapiro效应公式。推导出的公式被用来计算的低频脉冲星噪声的自相关函数，其功率谱的斜率，和行为的$σ_z$统计特性的频谱特性，这种噪声的时间函数的形式。所讨论的夏皮罗效应表现为大碰撞参量作为一个低频噪声的脉冲星自旋率与光谱指数n=-1.8，弱依赖于特定的模型分布的恒星在球状星团。对于小的碰撞参量，噪声的频谱指数为n=-1.5。
2005-12-15 astro-ph
Pulsars Tracing Black Holes in Globular Clusters
对球状星团中心区发现的双星周期的精确测量结果表明，其结果已接近于检验中心黑洞存在的能力。例如，在M 15的情况下，关于两颗双星PSR 2129+ 1210 A和PSR 2129+ 1209 D的现有数据似乎排除了黑洞的存在，而最近哈勃太空望远镜关于表面亮度轮廓的数据（Yanny等人，1994）支持了黑洞的存在。由系统中的恒星引起的引力场的波动足以解释观测到的两颗恒星的加速度。在银河系中心的情况下，需要额外的数据来得出类似的明确结论。
1996-10-15 astro-ph
Black Widow Pulsars: the Price of Promiscuity
在球状星团中，蒸发的“黑寡妇”双星（BWP）在所有毫秒双星（MSP）中的出现率远高于野外观测。这意味着它们在团簇中有一种特殊的形成机制。星团中的MSP与WD伴星的宽双星交换质量为关闭的恒星。由于遭遇和潮汐，这些新的同伴最终会溢出他们的洛希叶。毫秒级双星会将溢出的气体从双星中喷射出来，在双星演化的时间尺度上造成质量损失。系统仅在这种演化缓慢的时期作为BWP可观察到，使得质量损失透明且寿命长。这解释了为什么观测到的BWP有低质量的同伴。我们认为，至少有一些领域的BWP从球状星团喷射或进入现场人口时，集群本身被破坏。
2003-07-01 astro-ph
Timing the millisecond pulsars in 47 Tucanae
在过去的10年里，在球状星团47 Tuccino中发现了20颗毫秒级的双星。迄今为止，只有3家公司发布了计时解决方案。在这里，我们改进了这三个，并提出了12个新的解决方案。这些测量结果可以用来确定恒星和星团的各种物理性质。这15颗恒星的位置确定的典型不确定性只有几毫弧秒，它们都位于星团中心1.2弧分以内。我们还测量了其中5颗恒星的自行，这与依巴谷卫星数据中47颗Tuc的自行一致。对许多星团测量的周期导数受星团引力场的动力学效应的支配，并被用来约束星团的表面质量密度。所有恒星的特征年龄T > 1.7亿年，磁场B < 2.4e9高斯，平均T > 1 Gyr。我们测量了脉冲双星J 0024 - 7204 H的近星点前进速率，表明系统总质量为1.4 ± 0.8太阳质量。
2001-03-22 astro-ph
High Energy Gamma-rays from Globular Clusters
预计特定的球状星团可以包含多达100个毫秒的双星。这些脉冲星可以在脉冲星风和/或脉冲星磁层碰撞产生的冲击波中加速轻子。高能轻子通过球状星团的康普顿化恒星和微波背景辐射逐渐扩散。我们计算GeV-TeV $γ$ -射线光谱的不同模型的注入轻子和参数的球状星团假设合理的，1%的顺序，能量转换效率从脉冲星风到相对论轻子。我们的结论是，在球状星团核心加速的轻子应该产生与这些球状星团同心的定域$γ$射线源。结果显示了四个特定的球状星团（47 Tuc，Ter 5，M13和M15），其中已经发现了大量的毫秒星团。我们认为，最好的候选人，这可能是潜在的检测到目前的切伦科夫望远镜和计划的卫星望远镜（AGILE，GLAST），是47 Tuc在南半球，和M13在北半球。我们的结论是，检测（或不检测）GeV-TeV的$γ$射线发射的GC这些仪器把重要的约束模型的轻子加速毫秒中微子。
2007-02-23 astro-ph
A 20-cm Survey for Pulsars in Globular Clusters using the GBT and Arecibo
我们一直在使用波多黎各的305米阿雷西博望远镜和西弗吉尼亚州的100米绿岸望远镜（GBT）对>30个球状星团（GC）进行深度搜索。通过对大约80%的搜索数据进行分析，我们已经确认了13个新的毫秒双星（MSP），其中12个是二进制的，其中至少有三个是日食。我们目前已经有了其中五个系统的时间解，以及另外六个系统的基本轨道和自旋参数。
2004-04-09 astro-ph
Chandra Studies of Millisecond Pulsars in Globular Clusters
钱德拉X射线天文台的ACIS相机所实现的高分辨率X射线成像和宽带中等分辨率光谱为我们研究毫秒双星（MSP）打开了一个新的窗口。由于球状星团中的MSP相对于磁场来说有很大的过剩，因此球状星团是MSP研究的最佳场所。球状星团（GC）提供了已知距离和可能的MSP形成机制的优点，但复杂（或更有趣！）后续MSP动态相互作用的复杂性。在这里，我回顾了最近的X射线研究，重点是我们最近的深钱德拉研究47 Tuc，它提供了新的限制光谱（热和非热）和演化的MSP和他们遇到的集群和场星。
2004-12-30 astro-ph
PSR J1740-5340: accretion inhibited by radio-ejection in a binary millisecond pulsar in the Globular Cluster NGC 6397
我们提出了一个演化方案的自旋和演化的二进制毫秒双星，根据该方案的同伴的脉冲星PSR J 1740-5340，最近发现的一个双星的轨道周期为32.5小时的球状星团NGC 6397，目前是在一个阶段的“无线电喷射”的质量损失从系统。目前，由于脉冲星伴星的核演化和磁制动引起的系统角动量损失所导致的洛希瓣溢出仍在继续，但吸积被脉冲星辐射在内拉格朗日点处对物质施加的动量所抑制。这种物质在系统周围的存在与系统中看到的长期持续的不规则射电日食是一致的。质量损失部件的罗氏波瓣变形也是与光学光变曲线兼容所必需的。我们最近提出了“射电喷射”相，以解决亚毫秒射电望远镜缺乏的问题（Burderi等，2001，ApJ，560，L71）。
2002-09-19 astro-ph
The radio luminosity distribution of pulsars in 47 Tucanae
我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵对球状星团47 Tuccenda的核心部分的所有恒星进行了积分射电通量的观测。我们已经检测到一个扩展区域的无线电发射，并校准其流量对集群中的已知恒星的流量分布。我们发现，来自该星团恒星的20厘米射电总通量为S = 2.0 +/- 0.3 mJy。这意味着射电光度分布的下限为L_1400 = 0.4 mJy kpc ^2，可观测脉冲星总体的大小为N < 30。
2003-12-03 astro-ph
The Helium White Dwarf orbiting the Millisecond Pulsar in the halo of the Globular Cluster NGC 6752
我们使用ESO甚大望远镜拍摄的深高分辨率多波段图像来识别位于银河系球状星团NGC 6752晕中的毫秒脉冲星（PSR J1911- 5958 A）的光学双星伴星。该天体是一颗蓝色恒星，其色星等图上的位置与低质量（M~0.17- 0.20 Mo）、低金属丰度氦白矮星（He-WD）在星团距离处的冷却序列一致。这是第二个被发现在GGC中绕毫秒脉冲星运行的He-WD。奇怪的是，这两个物体都被发现位于相同的He-WD冷却序列上。PSR J1911- 5958 A相对于球状星团中心（~ 6 '）的异常位置表明，该系统最近（<1 Gyr）由于强动力学相互作用而被从星团核心抛射出去。这里提供的数据可以将伴星的冷却年龄限制在一个相当窄的范围内（~1.2-2.8 Gyr），因此表明这种动力学遭遇必须作用于已经回收的毫秒脉冲星。
2003-09-04 astro-ph
A 20 cm Search for Pulsars in Globular Clusters with Arecibo and the GBT
我们正在使用波多黎各的305米阿雷西博望远镜和西弗吉尼亚州的100米绿岸望远镜对30多个球状星团进行L波段（~ 20厘米）的射电脉动进行深入搜索。通过分析大约四分之三的搜索数据，我们发现了12颗新的毫秒双星，其中11颗是双星系统，其中至少有三颗是日食。我们为其中几个系统提供了定时解决方案。
2004-02-08 astro-ph
Formation of Short-Period Binary Pulsars in Globular Clusters
我们提出了一个新的动力学方案，在球状星团的短周期双毫秒双星的形成。我们的工作的动机是最近的观察20个无线电望远镜在47图克。在像47 Tuc这样的致密星团中，大多数中子星通过与原始双星的交换相互作用获得双星伴星。得到的系统的半长轴在0.1- 1AU范围内，伴星质量为1-3 Msun的中子星.对于许多这样的系统，我们发现，当伴星脱离主序星并充满洛希瓣时，随后的质量传递是动态不稳定的。这导致了一个共同的包络相和短周期中子星-白矮星双星的形成。对于这些双星中的相当一部分，由于引力辐射导致的轨道衰减之后将是一段由引力辐射和伴星潮汐加热共同驱动的稳定质量转移时期。由此产生的短周期双星的属性匹配以及在47 Tuc观测到的双星双星。
2000-01-28 astro-ph
Dynamics and Interactions of Binaries and Neutron Stars in Globular Clusters
我们模拟测试双星的动力学在各向同性，多质量模型的星系球状星团。模拟了双星轨道通过星系团势的演化，包括二阶扩散项，并计算了与场星近距离相遇的概率。本文用蒙特卡罗模拟了双星-单星碰撞对星团中双星的布居和分布的影响，并估算了不同结构参数的球状星团中不同恒星星族的碰撞率。假设一个Salpeter IMF，对于低浓度的集群，核心的遭遇率主要是由关闭质量的主序星和中等质量的白矮星。对于高浓度、高密度的星系团，遇到概率越来越多地由中子星和重白矮星主导。因此，我们预测一个较小的比率，蓝离散和激变变量的高浓度集群的恒星。毫秒脉冲星的总数，以及单双星脉冲星的比例，与观测到的人口大致一致，这表明双星-单星相遇对球状星团的脉冲星形成率有很大的贡献，对于整个范围的球状星团类型。不同球状星团中毫秒级中子星的数量和比例最好用与星系相当的总双星比例和球状星团中适度数量的原始中子星来解释。
1994-12-20 astro-ph
The Millisecond Pulsars in NGC 6760
本文介绍了最近对球状星团NGC 6760的阿雷西博和格林班克观测结果。利用Arecibo方法，我们得到了这个星团中已知的脉冲双星PSR J1911+ 0102 A的相位相干定时解。我们还在NGC 6760中发现了一颗新的毫秒脉冲星PSR J1911+ 0101 B，它是一个孤立的天体，自转周期为5.38 ms，色散量度DM = 196.7 cm-3 pc。这两颗恒星都位于星团中心1.3个核心半径内，并且具有负的周期导数。由此产生的加速度的较低限制的恒星是在一个简单的集群模型的预期范围内。使用这两台望远镜在PSR J1911+ 0102 A双星系统中搜索日食，结果都是否定的。优合点额外气柱密度的相应限制与像PSR J1911+ 0102 A这样的超低质量双星的观测性质受到系统轨道平面倾角的强烈影响的假设是一致的。在球状星团的脉冲星群中，NGC 6760的脉冲星群在DM中表现出最大的已知扩散之一。这个量似乎与星系团的中心DM大致成比例;这表明观察到的扩散是由1 pc空间尺度的湍流星际介质引起的。
2005-01-22 astro-ph
Formation of Millisecond Pulsars in Globular Clusters
在这篇文章中，我们讨论了中子星是如何产生和保留在球状星团，概述了最重要的动力学通道和演化事件，影响人口的质量转移双星与中子星，并导致形成回收双星。我们确认了球状星团中电子俘获超新星作为保留中子星的主要供应者的重要性.通过比较观测到的毫秒脉冲星星群和模拟结果，我们讨论了质量传递系统演化的几个限制条件.特别地，我们发现，在我们的集群模型中，以下质量增加事件产生的MSP种群与观测结果不匹配（相对于双星周期和伴星质量或产生的系统的数量），因此可能不会导致NS旋转到毫秒周期：（i）在一个共同的包络事件期间的吸积，通过吸积诱导的坍缩形成NS，以及（ii）来自WD供体的质量转移。通过限制我们自己的演化和动力学路径，最有可能导致中子星回收，我们得到了很好的协议，我们的模型和观察到的毫秒恒星的数量和特性之间的集群泰山5和47图克。
2007-11-19 astro-ph
On the Possibility of Observing the Shapiro Effect for Pulsars in Globular Clusters
对于球状星团中的类星体，我们建议利用观测它们在靠近视线的大质量天体引力场中辐射的相对论时间延迟（夏皮罗效应）来探测和识别不可见的致密天体，并研究球状星团和银河系各组成部分中可见物质和暗物质的分布。我们推导了两种模型的质量分布在银河系中的事件概率的依赖性的纬度和经度的来源：经典的Bahcall-Soneira模型和最近的Dehnen-Binney模型。利用三个球状星团（M15，47 Tuc，Terzan 5）作为一个例子，我们表明，球状星团47 Tuc和M15中的恒星，由于大质量银河系天体靠近视线通过而引起的事件的概率与参数f2的比值，与星团中大质量天体靠近视线通过的概率的比值相当，并且比大质量天体靠近视线通过的概率的比值高得多。泰山5号星系团我们估计了这类事件的发生率。我们已经确定了在脉冲星视线附近的物体的数量，这些物体可以产生脉冲到达时间的调制，这是我们所考虑的效应的特征;银河系盘中的褐矮星的数量，其密度与盘星的密度相当，这是第一次考虑到。
2007-07-08 astro-ph
THE ORBITAL ECCENTRICITIES OF BINARY MILLISECOND PULSARS IN GLOBULAR CLUSTERS
低质量毫秒双星（LMBP）的轨道偏心率非常小，通常为$e_i\sim10^{-6}$-$10^{-3}$。然而，在球状星团中，更高的偏心率$e_f\gg e_i$可以通过与经过的恒星的动力学相互作用来诱导。在这里，我们表明，这个过程的横截面比以前估计的要大得多。这是因为，即使对于最初的圆形双星，与近心分离$r_{\rm p}$超过几倍的二进制半长轴$a$遇到的诱导偏心率$e_f$下降仅作为一个幂律，$e_f\propto(r_{\rm p}/a)^ {-5/2}$，和{ \it不\/}作为一个指数。我们发现，{ \it所有\/}目前已知的\lmbps集群可能受到相互作用，其目前的偏心率通常是一个数量级或更大的比出生时。
1995-02-28 astro-ph
Eclipsing Binary Pulsars
第一颗脉冲双星PSR B1957+20于1987年被发现。从那时起，又发现了13颗食的低质量双星，其中12颗在球状星团中。本文列出了已知的食双星及其性质，特别是47 Tuc中的食系统。我们发现有两组完全不同的食双星，被它们的伴星质量分开。质量较小的系统（M_c ~ 0.02 M_sun）是双星系统中可预测的恒星演化的产物。具有较大质量伴星（M_c ~ 0.2 M_sun）的系统是在球状星团中通过交换相遇形成的，因此是这些环境所特有的。这类系统可以用来了解中子星在活跃形成的球状星团中的再循环分数。我们认为这些双星系统中的大多数在无线电波段是无法探测到的。
2004-04-05 astro-ph
Photometry and Spectroscopy of the Optical Companion to the Pulsar PSR J1740-5340 in the Globular Cluster NGC 6397
本文对球状星团NGC 6397中的毫秒射电脉冲星PSR J 1740 -5340的光学伴星进行了测光和分光观测。对B、V和I波段光度变化的分析表明，如果光学伴星充满洛希瓣（半分离的配置），系统的倾角为43.9 ± 2.1度。光谱数据显示径向速度变化的半振幅为K=137.2 +- 2.4 km/sec，系统速度γ =17.6 +- 1.5 km/sec，与星系团成员一致。我们使用这些结果导出的质量的光学伴星的M1=0.296 +- 0.034 Msol和M2=1.53 +- 0.19 Msol的脉冲星。有证据表明，长期变化的振幅的光学光变曲线的变量超过7年的测量。这种变化没有解释，它的存在使二元绝对参数的可靠测定变得复杂。
2002-09-17 astro-ph
A Search for Sub-Millisecond Pulsars
我们用帕克斯64米射电望远镜对南银河系19个球状星团进行了660兆赫亚毫秒射电星的搜索。为了最大限度地减少色散拖尾效应，我们使用了CPSR基带记录器，它以奈奎斯特速率对20 MHz观测频带进行采样。通过拥有信号的完整描述，我们可以在软件中合成最佳滤波器组，并且在已知色散测量的球状星团的情况下，可以使用相干技术去除大部分色散。这使得非常高的时间分辨率（在大多数情况下为25.6 us），使我们的搜索一般敏感的亚毫秒的恒星，在50厘米的通量密度大于约3 mJy。没有发现新的双星，这对这些星团中自旋周期非常短的双星的比例产生了重要的限制。
2001-06-20 astro-ph
Binary and Millisecond Pulsars
本文综述了射电双星和毫秒射电双星的主要特性、人口统计和应用。近年来，我们对这些令人兴奋的天体的了解大大增加，这主要是由于成功的调查使已知的脉冲星数量超过1700。现在有80个双星和毫秒双星与我们银河系的圆盘有关，另外还有103个双星在银河系的24个球状星团中。最近的亮点是发现了有史以来第一个双脉冲星系统，以及最近在球状星团，特别是Terzan 5中的一系列发现。
2005-11-09 astro-ph
Finding pulsars with LOFAR
我们调查的数量和类型的恒星，将被发现的低频射电望远镜LOFAR。我们认为不同的搜索策略的银河系，球状星团和其他星系比我们自己的。我们表明，一个全天空的银河系调查可以进行最佳的非相干结合LOFAR站。在为期60天的全天银河系巡天中，LOFAR可以发现超过1000颗脉冲星，探测当地脉冲星的数量，达到非常深的光度极限。对于较小角尺寸的目标、球状星团和星系，LOFAR台站可以利用全部灵敏度进行相干合并。对北天附近的球状星团的观测可以发现大量的低光度毫秒双星（例如，在对M15的10小时观测中发现了10多颗新的毫秒双星。如果附近星系中的脉冲星数量与银河系相似，那么10个小时的观测就可以在M33中找到10颗最亮的脉冲星，或者在1.2Mpc的其他星系中找到脉冲星。
2007-10-03 astro-ph
An X-ray Variable Millisecond Pulsar in the Globular Cluster 47 Tucanae: Closing the Link to Low Mass X-ray Binaries
本文报道了球状星团47 Tuccenda射电毫秒脉冲双星PSR J 0024 - 7204 W的X射线光谱变化。观测到的辐射由占主导地位的非热成分和热成分组成，前者在轨道的一部分被遮蔽，后者似乎是持久的。我们认为，非热X射线起源于相对论性双星内激波，形成由于相对论性粒子风从脉冲星和主序星伴星的物质之间的相互作用，而热光子是从加热的毫秒脉冲星的磁极帽。在光学波长下，发射在轨道周期上表现出大幅度的变化，这可以归因于脉冲星风对潮汐锁定的二级恒星一侧的加热。观测到PSR J 0024 - 7204 W的X射线和光学性质与低质量X射线双星和X射线毫秒脉冲星SAXJ 1808.4 - 3658在静止期的观测结果非常相似。这支持了这样的猜想，即在静止状态下的SAX J1808.4- 3658系统中看到的非热X射线发射和光学调制是由于来自重新激活的旋转动力脉冲星的风与来自伴星的物质之间的相互作用。这两个系统之间惊人的相似性为毫秒射电望远镜和吸积中子星系统之间长期寻求的联系提供了支持。
2005-06-01 astro-ph
Millisecond Radio Pulsars in 47 Tucanae
我们回顾了球状星团47 Tuccenda中已知的22毫秒射电双星的性质，以及它们对星团质量和气体含量的影响。更多详细信息可参见该项目迄今为止的出版物（Camilo等人，2000年; Freire 2000年; Freire等人，2001 a，b; Freire等人，2003年）。在整个审查过程中，我们展望了这一迷人集群的未来预期结果。
2002-10-21 astro-ph
Pulse Profiles of Millisecond Pulsars
本文比较了野外和球状星团中毫秒射电星（MSP）的平均射电脉冲轮廓。我们的样本由20个场MSP和25个簇MSP组成，其观测存在于400-600 MHz。
1996-04-09 astro-ph
Binary and Millisecond Pulsars
本文综述了射电双星和毫秒射电双星的主要特性、人口统计和应用。近年来，我们对这些令人兴奋的天体的了解大大增加，主要是由于成功的调查使已知的脉冲星数量超过1800。现在有83个双星和毫秒双星与我们银河系的圆盘有关，另外还有140个双星在银河系的26个球状星团中。最近的亮点包括发现了年轻的相对论双星系统PSR J 1906 +0746，这是球状星团脉冲星研究中的一次复兴，包括越来越多的质量超过1.5个太阳质量的球状星团，精确测量了双脉冲星系统中的相对论自旋进动，以及一颗银河系毫秒脉冲星在一个未演化的伴星的偏心轨道上（e=0.44）。
2008-11-05 astro-ph
Open Clusters IC 4665 and Cr 359 and a Probable Birthplace of the Pulsar PSR B1929+10
在周转近似下，我们模拟了年轻疏散星团IC 4665和Collinder 359的运动。星团中心之间的距离在700万年前是最小的，36 pc。我们已经在IC 4665和天蝎座-半人马座组合之间建立了密切的进化联系--这些结构的中心之间的分离是1500万年前的$\approx200$ pc。此外，IC 4665的中心在这个时候靠近两个著名的日冕气体区域：本地气泡和北极支线。HIP 86768是与脉冲星PSR B1929+10组成双星的候选者之一。在脉冲星$V_r= 2\pm50$ km s $^{-1}$的模型径向速度下，这一对的近距离相遇发生在IC 4665附近，时间为-110万年。同时，利用目前可用的脉冲星B1929+10在其模型径向速度$V_r=200\pm50$ km s $^{-1}$的数据，我们表明，Hoogerwerf等人（2001）关于$ζ$ Oph-B1929 +10双星在大约90万年前在上天蝎座（US）附近破裂的假设是更合理的。
2008-10-01 astro-ph
GBT Discovery of Two Binary Millisecond Pulsars in the Globular Cluster M30
本文报道了用绿岸望远镜（GBT）在20厘米处发现的两颗在核心坍缩的球状星团M30中的毫秒双星。PSR J2140- 2310 A（M30 A）是一颗11毫秒的脉冲星，在一个4小时的圆形轨道上运行，PSR J2140- 23 B（M30 B）是一颗13毫秒的脉冲星，在一个尚未确定但很可能是高偏心率（e>0.5）和相对论性轨道上运行。对M30 A的20个月基线定时观测提供了脉冲星位置（距星团光学质心4”以内）、自旋和轨道参数的精确测定，这些参数将伴星的质量限定为m_2 >~ 0.1Msun。M30 A的位置与钱德拉存档数据中发现的一个可能的热X射线点源相吻合，这很可能是由于中子星上热极帽的发射。此外，在存档的HST F555 W数据中还可以看到一颗微弱的（V_555 ~ 23.8）恒星，它可能是脉冲星的伴星。M30 A的脉冲射电辐射被致密伴星的电离风所激发，其持续时间与频率有关（\propto v ^{-α}，α~ 0.4-0.5），并将日食入口和出口附近的脉冲到达时间延迟2-3 ms。来自M30 B的开普勒轨道参数和由于强衍射闪烁效应而探测到的新恒星。
2003-11-20 astro-ph
Millisecond Pulsars in 47 Tucanae
最近用帕克斯望远镜在20厘米波长上对球状星团47 Tuc进行的观测，发现了9颗新的毫秒双星，它们都是双星系统。可用的定时解决方案的数量已从2种增加到14种。这些结果将使更详细的研究集团动力学。
1999-11-19 astro-ph
Hyperfast pulsars as the remnants of massive stars ejected from young star clusters
最近对脉冲星PSR B 1508 +55的自行和视差测量表明其横向速度约为1100 km/s，超过了任何中子星的早期测量。PSR B1508+55的自旋下降特征是典型的非回收脉冲星，这意味着脉冲星的速度不可能来自大质量双星系统的第二次超新星分裂。PSR B 1508 +55的高速可以通过假设它在出生时受到撞击或假设中子星在超新星爆炸中形成后被加速来解释。超快中子星的起源可能是一颗高速大质量恒星在致密的年轻星团核心中经过强动力学的三体或四体碰撞而达到其特有的速度（类似于脉冲星的速度）的对称超新星爆炸的残余。为了验证这一假设，我们研究了三个动力学过程，包括：（i）两个硬质量双星，（ii）一个硬双星和一个中等质量黑洞，（iii）一个单一的恒星和一个硬双星中等质量黑洞之间的近距离接触。我们发现O型主序星不能以足够高的速度从年轻的大质量星团中被弹射出来，而低质量的主序星或大质量恒星的剥离氦核可以被加速到超高速，从而解释超快中子星的起源。我们对超高速双星起源的解释需要一个非常致密的恒星环境，其密度在10^6 - 10^7颗恒星pc^{-3}的量级。虽然如此高的密度可能存在于年轻的大质量星团的核心坍缩期间，但我们警告说，它们从未被观测到。
2008-02-25 astro-ph
Chandra on Millisecond Pulsars in Globular Clusters
本文总结了在我们对球状星团47 Tuc和NGC 6397的Chandra观测中发现的毫秒双星（MSP）的完整样品的X射线性质。这47个Tuc MSP主要是软源，暗示来自中子星极冠的热辐射，并且具有令人惊讶的窄范围（Lx ~--4 x 10^{30} erg/s）的x射线光度。NGC 6397中的单个MSP既硬又明显延长，可能是由于从其主序伴星蒸发的冲击热气体。磁场中的MSP和星团M28显示出X射线光度和自旋下降光度Lx \propto \Edot^β之间的相关性，β值约为1 - 1.4，与之相反，47 Tuc（和NGC 6397）样品显示出相对紧密的相关性，β值为0.5 +/-0.15。Lx与P/2 P-点和轻圆柱体磁场值的相关性也不同。对于致密星团核心中的老MSP，磁场配置可能已被改变（通过幕式吸积）。
2001-12-20 astro-ph
