Spin-perpendicular kicks from evanescent binaries formed in the aftermath of rotational core-collapse and the nature of the observed bimodal distribution of pulsar peculiar velocities
如果旋转的核心坍缩导致在超近轨道上形成原中子星双星，那么较轻的恒星被推向最小稳定质量，爆炸。剩下的中子星（或黑洞）获得了一个非常大幅度的自旋垂直反冲。这种类型的反冲需要解释双中子星双星如B1913+16的测地进动。相反，船帆座和螃蟹座的旋踢排列被认为是相对较小的。我们提出，较大的反冲分量，当存在于脉冲星，结果从一个渐逝的原中子星双星的分裂，是自旋垂直;较小的反冲分量与其他一些机制，导致不太有力的踢，主要是平行于自旋，因为相位平均。这就导致了中子星特有速度的“双峰分布”，正如在脉冲星样本中观察到的那样。我们发现反冲速度与恒星的质量成比例，质量保持为M^（-2/3）。这种情况可以解释逃逸的黑洞GRO J1655-40，这是第一个显示出出生踢证据的黑洞。
2003-02-17 astro-ph
Gravitational Waves from a Pulsar Kick Caused by Neutrino Conversions
有人认为，观测到的脉冲星速度是由超新星坍缩后最初几秒钟内热中子星的不对称中微子发射造成的。我们计算了由中微子发射的不对称性所产生的引力波的大小。如果附近发生超新星爆炸，LIGO和LISA可能会探测到由此产生的周期性引力波。
2003-12-24 astro-ph
Pulsar Kicks Induced by Spin Flavor Oscillations of Neutrinos in Gravitational Fields
本文从中微子在磁化质子中子星的引力场中的自旋翻转转换出发，讨论了脉冲星反冲的起源。我们发现，对于以角速度${\bbox ω}$旋转的质量，进入狄拉克方程的自旋联系会产生耦合项${\bbox ω}\cdot {\bf p}$，即${\bf p}$，即中微子动量。由于${\bf p}$相对于${\bbox ω}$的相对取向所产生的中微子发射不对称性，这种耦合可能是脉冲星反冲的原因。在我们的估计中，考虑了大的非标准中微子磁动量$μ_ν\lesssim 10^{-11}μ_B$。
2005-07-15 astro-ph
Why pulsars rotate and move: kicks at birth
射电星被认为具有0.02-0.5秒的自旋周期和100-1000 km/s的空间速度，并且它们被推断具有10^{11}-10 ^磁场。银河系中一颗正常恒星的平均空间速度只有30公里/秒，这意味着恒星在出生时必须接受大量的“踢”。在这里，我们提出，出生的特点，出生的人有一个简单的物理连接彼此。在爆发前的10年内，由核心和外壳之间的差异旋转所维持的磁场将使整个恒星保持在近似均匀旋转的状态。这样一个缓慢旋转的核心的角动量比解释恒星旋转所需的角动量小1000倍。虽然在出生时“踢”中子星的具体物理过程尚未确定，但除非它的力正好迎面施加，否则它也会导致中子星旋转。我们确定这一过程的起源自旋的恒星。这样的反冲将导致恒星的速度和自旋矢量之间的相关性。我们预测，许多中子星诞生时的周期大于2 s，永远不会成为射电巨星。
1998-03-17 astro-ph
Can Parity Violation in Neutrino Transport Lead to Pulsar Kicks?
在磁化的原中子星中，由于宇称破缺，中微子截面不对称地依赖于中微子动量.然而，这些不对称的不透明度不会在中微子接近热平衡的恒星内部引起任何不对称的通量。因此，中微子吸收和散射中的宇称破缺只能在中微子-物质退耦层上方产生非对称中微子通量。井涌速度从先前的估计中显著减小，需要偶极场$B \sim 10^{16}$ ~G来获得几百km~s $^{-1}$量级的$v_{kick}$。
1998-06-21 astro-ph
Long and short gamma-ray bursts, and the pulsar kicks
围绕伽马射线暴（GRB）的谜团之一是两类事件的起源：长伽玛射线暴和短伽玛射线暴。短伽玛暴与长伽玛暴的第一秒相似。我们认为，短爆发中断长爆发，我们指出了一个合理的中断机制，我们解释了观察到的时间尺度。类似超新星的中央引擎可能包含一颗中子星或一个被吸积盘和喷流包围的黑洞。在中子星的情况下，负责脉冲星反冲的相同机制可以破坏中央引擎，从而产生中断的短暂GRB。如果产生了一个黑洞，没有反冲就保证了伽玛射线暴的长持续时间。对于黑洞来说，反冲的时间延迟和不存在反冲是基于中微子振荡模型的自然结果。
2003-12-16 astro-ph
Pulsar Kicks With Modified URCA and Electrons in Landau Levels
利用改进的URCA方法，我们导出了中微子球在原中子星表面附近时，原中子星的能量不对称性。由于强磁场的存在，反中微子产生的电子处于朗道能级，这导致了中微子动量的不对称性和脉冲星反冲。磁场必须足够强，使大部分电子处于最低朗道能级，然而，我们的脉冲星速度与磁场的强度没有直接关系。我们的主要预测是，大脉冲星踢开始于约10秒，并持续约10秒，与相应的中微子在磁场的方向相关。我们预测脉冲星的速度为1.03 $\times 10^{-4} (T/10^{10}K)^7$ km/s，如果T $\simeq 9.96 \times 10^{10}$ K，则达到1000 km/s。
2007-12-03 astro-ph
Neutrino oscillation mechanism for pulsar kicks reexamined
在中子星形成过程中各向异性的中微子发射可能是观测到的中子星自行的起源。我们推导出中微子能流梯度的动量不对称的一般表达式，并表明在最低阶的变形中微子球诱导的非零效应。特别是，这一结果是有效的中微子通量通过一个恒定的光度球形大气传输。
2002-10-25 astro-ph
Asymmetric neutrino emission in quark matter and pulsar kicks
本文研究了具有奇异夸克物质核的致密星的脉冲星反冲现象，即观测到的超新星遗迹中脉冲星的大逃逸速度。研究了强磁场作用下夸克物质中的直接Urca过程。给出了中微子非对称发射的条件，并给出了温度、磁场强度和夸克物质核中电子化学势的限制条件。此外，还考虑了夸克物质的中微子平均自由程和可能的强子地幔。
2006-12-29 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
Getting Its Kicks: A VLBA Parallax for the Hyperfast Pulsar B1508+55
最高速度的中子星建立了严格的约束，出生踢，超新星核心崩溃的不对称性，以及密切的双星系统的演化。在这里，我们提出的第一个长期脉冲星天体测量计划使用VLBA的结果。我们测量了脉冲星B1508+55的自行和视差，导致其距离（2.37+0.23-0.20 kpc）和横向速度（1083+103-90 km/s）的独立模型估计，直接测量的中子星的最高速度。我们追踪脉冲星，从它现在的银河系纬度52.3度，到天鹅座OB星协附近的银河系平面上的诞生地，发现它将不可避免地逃离银河系。单独的二元分裂不足以给予所需的出生速度，并表示出生踢。一个复合的情况下，包括一个大的踢随着二进制中断可以合理地解释的高速度。
2005-09-01 astro-ph
The Pulsar Kick Velocity Distribution
我们分析样本的脉冲星自行，考虑到详细的选择效果的原始调查。我们使用生存统计来处理删失数据。通过与蒙特卡罗模拟的比较，我们发现脉冲星的平均诞生速度为250-300 km/s，而不是Lyne & Lorimer（1994）发现的450 km/s。所得分布与具有色散$ σ_v = 190 km/s$的麦克斯韦分布一致。尽管出生速度很大，但我们发现，具有长特征年龄的恒星表现出不对称漂移，表明它们是动力学年龄。这些双星可能是由年轻星族的低速尾所造成，虽然它们的起源是双星，并在星系势的演化中有所改变。
1997-08-07 astro-ph
Pulsar Jets: Implications for Neutron Star Kicks and Initial Spins
我们研究的影响，明显的自旋轴，自行车，和极化矢量的螃蟹和船帆座星系。自旋轴是从最近钱德拉X射线天文台的图像中推断出来的，这些图像揭示了具有明确对称轴的喷流和星云结构。这些排列表明，这些双星要么是孤立诞生的，要么是双星运动的速度贡献可以忽略不计。我们研究旋转的影响和条件下，自旋踢对齐产生的各种型号的中子星踢。如果反冲是在中子星通过不对称的质量喷射或/和中微子发射首次形成时产生的，那么对齐要求质子中子星具有周期$P_s$远小于反冲时间尺度的原始自旋，因此自旋平均反冲力。反冲时间尺度的范围从100 ms到10 s，这取决于反冲是流体动力驱动的还是中微子-磁场驱动的。对于流体动力学模型，自旋-反冲校准还要求在激波爆发附近半径处（>100 km）的非对称模式的旋转周期远小于~100 ms;这很难满足，除非旋转在核心坍缩和爆炸中起着动力学上重要的作用（$P_s\lo 1$ ms）。对准的反冲和自旋矢量是来自偏心磁偶极子的非对称电磁辐射的缓慢过程所固有的。我们重新评估了这种效应的可行性，修正了Harrison和Tademaru计算中增加效应大小的4倍误差。为了产生几百km/s量级的反冲速度，要求中子星出生时的初始自旋接近1 ms，并且与标准的磁制动相比，由于r模式驱动的引力辐射导致的自旋下降是低效的。
2000-12-01 astro-ph
The observational evidence pertinent to possible kick mechanisms in neutron stars
我们研究了现有的观测资料的证据有关的机制，建议解释其速度的起源。我们发现，机制预测的旋转轴和脉冲星速度之间的相关性被排除。脉冲星的磁场强度和速度之间也没有明显的相关性。关于最近的建议，假定出生时的不对称脉冲是唯一负责的自旋和速度的双胞胎，任何持续时间的单一脉冲和多个延长持续时间的脉冲似乎排除。
1999-10-06 astro-ph
Parity Violation in Neutrino Transport and the Origin of Pulsar Kicks
在具有强磁场的原中子星中，中微子-核子散射/吸收截面取决于中微子动量相对于磁场轴的方向，这是弱相互作用中宇称破缺的表现。我们研究了在这种非对称中微子不透明度存在下原中子星的去质子化和热冷却（通过中微子发射）。中微子发射的显着不对称性是由于多重中微子核子散射。对于穿过中子星内部的有序磁场，中微子发射的分数不对称性约为$0.006 (B/10^{14}G)$，对应于脉冲星反冲速度约为$200 (B/10^{14}G)$ km/s，总辐射中微子能量为$3\times 10^{53}$ erg。
1998-02-24 astro-ph
Pulsar Kick and Asymmetric Iron Velocity Distribution in SN 1987A
为了讨论脉冲星反冲，我们研究了中微子驱动超新星中物质、中微子和原中子星之间动量方向的关系。特别地，我们研究了脉冲星运动对爆炸的影响，这在以前的研究中被忽略了。结果表明，在非对称爆炸模型中，物质和中微子的总动量方向与原中子星的动量方向相反。这是因为爆炸的中心由于脉冲星运动而偏离了祖先的中心。这种情况在非对称爆炸模型中很常见。因此，如果我们假设脉冲星运动是由不对称超新星爆炸引起的，那么尚未发现的SN 1987 A中诞生的中子星将在遗迹的南部运动。换句话说，如果我们能在SN 1987 A的南部找到一颗中子星，观测结果将更好地支持非对称爆炸模型。
2000-07-31 astro-ph
The binary pulsar PSR J1811-1736: evidence of a low amplitude supernova kick
目标：脉冲双星PSR J 1811 -1736自发现以来，已被确定为双中子星系统的成员。对这种双星的观测可以测量广义相对论效应，这反过来又会导致关于轨道物体的信息，在少数情况下，可以测试引力理论。方法：定期定时观测已经进行了三个最大的欧洲射电望远镜参与脉冲星研究。用模拟的时间数据研究了继续观测的前景。脉冲散射时间测量使用专门的观察在1.4 GHz和3.1 GHz，相应的光谱指数也已确定。还研究了将尚未发现的伴星作为无线电脉冲星探测的可能性。对年轻的中子星在出生时所受到的出生踢进行了研究。结果：给出了脉冲双星PSR J1811-1736的最新改进的计时方案。一个后开普勒参数，相对论性近星点的进步，测量，并导致确定这个二元系统的总质量。在1.4 GHz的脉冲轮廓是大大拓宽星际散射，限制了在这个频率和其他后开普勒参数的可测量性可实现的定时精度。星际散射不太可能是PSR J1811-1736的伴星持续未能探测到射电脉动的原因。我们推导出的伴随中子星在诞生时受到的反冲幅度的概率分布表明，反冲的幅度很低。
2006-11-14 astro-ph
Delayed pulsar kicks from the emission of sterile neutrinos
观测到的中子星的速度表明，质量为几keV的无菌中微子可能是从冷却的中子星中发射出来的。同样的无菌中微子可以构成宇宙学暗物质的全部或部分。中微子驱动的反冲可以根据质量和混合角表现出延迟，这可以与脉冲星数据进行比较。我们讨论了不育中微子参数的允许范围，与最新的宇宙学和X射线的界限，这可以解释脉冲星踢不同的延迟时间。
2008-05-22 astro-ph hep-ph
Pulsar kicks from neutrino oscillations
中微子振荡可以解释观测到的中微子运动。我们发现，两种不同的模型的中微子发射从冷却中子星是在良好的定量协议和预测相同的数量级的脉冲星踢速度，与数据一致。
1998-11-10 astro-ph gr-qc hep-ph
Supernova Asymmetries and Pulsar Kicks -- Views on Controversial Issues
二维和三维模拟表明，流体动力学不稳定性会导致超新星冲击后面的中微子加热层中流体流动的低模（l= 1，2）不对称性。这提供了一个自然的解释非球面质量喷射和脉冲星反冲速度甚至超过1000公里/秒。我们建议，双峰的脉冲星速度分布可能是一个占主导地位的l=1模式的情况下的快速组件的结果，而高模式各向异性的特点，在出生的慢中子星的激波后流和SN喷出物。我们认为，观测到的超新星的大的不对称性和测量到的年轻恒星的高速度，因此并不意味着快速旋转的铁核心的祖星，也不需要强大的磁场在爆炸中发挥至关重要的作用。吸积产生的各向异性中微子辐射对中子星的加速贡献很小，而脉冲星反冲并不能很好地解释新生中子星中的非标准中微子物理。
2004-08-27 astro-ph
The Neutrino Bubble Instability: A Mechanism for Generating Pulsar Kicks
本文提出了一种解释大的随机速度的恒星。像许多其他模型一样，我们认为恒星的动量是在出生时就被赋予的。最终的能量来源是由强烈的光学厚中微子通量提供的，它负责辐射原始中子星在开尔文-亥姆霍兹阶段的引力结合能。反冲机制的中心特征是辐射驱动的磁声不稳定性，我们称之为中微子泡。“中微子泡不稳定性的性质与光子泡不稳定性相同，它需要存在一个平衡的辐射通量以及一个相干的稳定背景磁场。在磁通量密度大的区域，中微子泡的不稳定性可以在大约1毫秒的动力学时间尺度上增长，可能导致大的亮度增强和密度波动。局部亮度增强，这优先发生在强磁场的区域，导致净全球中微子发射的不对称性和年轻的中子星被推向相反的方向，这些地区。对于磁场结构、大小和强度以及中微子泡饱和振幅的有利值，可以实现超过1000 km/s的动量反冲。由于中微子驱动的反冲是在开尔文-亥姆霍兹时间的持续时间内传递的~几秒钟，人们期望从这个中微子气泡驱动的模型中得到自旋反冲对准。
2004-12-06 astro-ph
Pulsar Kicks from Majoron Emission
我们证明了在强磁场存在下，热中子星的Majoron辐射可以是各向异性的。如果Majorons携带了超新星能量中不可忽略的一部分，那么中子星的反冲速度就可以解释观测到的中子星速度。
2005-02-16 astro-ph hep-ph
Pulsar kicks from a dark-matter sterile neutrino
我们发现，一个质量在1-20 keV范围内的无菌中微子和一个小的混合与电子中微子可以同时解释脉冲星运动和宇宙中的暗物质的起源。热的新生中子星的不对称中微子发射可以解释观测到的脉冲星速度。除了基于共振中微子跃迁的脉冲星反冲机制外，我们还指出了一种新的可能性：不育中微子的非对称非共振发射。这两种情况对应于不同的质量值和混合角。在这两种情况下，我们确定的范围内的参数一致的脉冲星踢，以及宇宙学约束。
2003-09-12 astro-ph hep-ph
Spin Flavor Oscillation of Neutrinos in Rotating Gravitational Fields and Their Effects on Pulsar Kicks
通过考虑中微子在质子中子星的引力场中的自旋翻转转换，研究了质子中子星高速的起源。对于角速度为${\bm ω}$的旋转引力源（如双星），我们发现自旋联系（进入写在弯曲时空中的狄拉克方程）对中微子能量产生了额外的贡献，它与${\bm ω}\cdot {\bf p}$成正比，其中${\bf p}$是中微子动量。这种耦合（自旋-引力耦合）可能是脉冲星反冲的原因，它是中微子动量${\bf p}$相对于角速度${\bm ω}$的相对取向所产生的中微子发射的不对称性。因此，该机制表明，恒星的运动与它们的角速度${\bm ω}$相关。在这项工作中，我们考虑中微子传播正交的磁场。与通常的方法一样，自旋翻转转换是通过中微子磁动量与磁场的耦合产生的。对于我们的估计，我们使用大的非标准中微子的磁动量提供的天体物理和宇宙学的约束，$μ_ν\sim 10^{-11}μ_B$。与最近的观察和统计分析的连接进行了讨论。
2004-12-16 astro-ph
Constraints on Supernova Kicks from the Double Neutron Star System PSR B1913+16
我们使用最近的信息测量的双脉冲星B1913+16的轨道参数和自行推导出新的约束，这个双中子星系统的直接祖先的大地岁差。作为我们的分析的一部分，我们模拟的运动在银河系中的二进制第二次超新星爆炸后，我们推导出约束条件的未知径向速度。我们还获得了在第二次超新星爆炸过程中脉冲星伴星的反冲速度的大小和方向的限制。我们认为完整的一套可能的情况下，根据系统的运动学年龄和180度的模糊性在脉冲星自旋方向。最有趣的是，我们发现，出生踢必须是几乎垂直于中子星祖先的自旋轴，独立于特定的前超新星配置。这种对反冲方向的严格约束对负责反冲的物理机制具有重要意义。
1999-05-26 astro-ph
Observational Constraints on Kicks in Supernovae
具有射电脉冲星和光学对应物的极宽双星的存在或不存在对超新星爆炸中反冲的存在和大小施加了强烈的约束。我们搜索这样的系统，通过比较位置的射电双星，这是不知道的是在双星的可见恒星的位置，并发现协会的数量可以忽略不计。根据所进行的总体合成，这意味着必须发生井涌，下限至少为10至20 km/s。
1997-09-22 astro-ph
The spin period - eccentricity relation of double neutron stars: evidence for weak supernova kicks?
双中子星（DNSs），即由一颗射电脉冲星和一颗通常无法探测到的第二颗中子星（NS）组成的双星系统，已被证明是检验广义相对论的极好实验室。在我们银河系中发现的七个系统在脉冲星自旋周期和轨道偏心率之间表现出非常明确的关系。在这里，我们表明，使用一个简单的模型，脉冲星是旋转的质量转移从氦星的同伴，这种关系只能产生，如果第二个中子星收到的踢，大大小于（速度色散小于50公里/秒）比标准的踢收到一个单一的无线电脉冲星。这表明反冲机制依赖于NS祖先的演化历史，而DNS的轨道参数完全由前面的氦星-中子星阶段的演化决定。这对估计NS-NS合并的速率有重要意义，NS-NS合并是直接探测引力波和短周期伽马射线暴的主要潜在天体物理源之一。
2005-07-27 astro-ph
Pulsar kicks from neutrino oscillations
核心坍缩超新星中的中微子振荡可能是观测到的中微子快速运动的原因。根据目前中微子质量的限制，脉冲星反冲需要一个质量为2-20 keV的无菌中微子和一个与活性中微子的少量混合。同样的粒子也可以是宇宙学上的暗物质。如果X射线望远镜能从残余无菌中微子的衰变中探测到1-10 keV的光子线，就可以证实它的存在。此外，人们还可以探测到脉冲星产生的重力波，该脉冲星在附近发生超新星时被中微子加速。
2004-09-27 astro-ph hep-ph
A Precise Proper Motion for the Crab Pulsar, and the Difficulty of Testing Spin-Kick Alignment for Young Neutron Stars
我们提出了一个详细的测量蟹状星云脉冲星自行，其主要目标是比较其自行的方向与投影轴的脉冲星风星云（投影旋转轴的脉冲星）。我们证明，我们的测量是强大的，只有+/-0.4 mas/yr的每个组件的自行的不确定性。相对于脉冲星的静止标准，我们发现μ_alpha = -11.7+/-0.4+/-0.5 mas/yr，μ_delta = +4.2+/-0.4+/-0.5 mas/yr，这两个不确定度分别来自于测量和修正自行参考系的修正。将这种自行与脉冲星风星云的对称轴相比较，我们还必须考虑脉冲星的祖先的未知速度（假设约为10 km/s），因此为自行的每个分量增加+/-2 mas/yr的额外不确定性，尽管这可能会更大。这意味着预计与星云轴的偏差为14+/-2+/-9度。我们的结论是，比较中子星的运动方向，以一个固定的轴的个别测量的精度往往会受到有关参考系和祖属性的基本不确定性。自旋踢（mis-alignment）的问题，以及它对超新星核心坍缩过程中的不对称性和其他过程的影响，最好通过考虑这些测量的统计集合来解决，而不是对单个源的详细研究。[删节]
2008-01-09 astro-ph
Neutrino Transport in Strongly Magnetized Proto-Neutron Stars and the Origin of Pulsar Kicks: I. The Effect of Parity Violation in Weak Interactions
本文介绍了在强磁场中由于宇称破缺而产生的非对称中微子不透明度下的中微子冷却计算。4月初，通过P. Arras和D. Lai在康奈尔大学的研究（见astro-ph/9806285），我们意识到这篇论文包含一个严重的缺陷：尽管中微子散射不透明度不对称地依赖于初始和最终的中微子动量，但细致平衡要求在原中子星的整体内部没有多次散射的累积效应，在那里局部热力学平衡适用于一个很好的近似。因此，该论文于4月从ApJ撤回。同样在4月，我们向ApJ Lett提交了一份勘误表。指出这个错误。(The勘误表将出现在1998年7月1日的ApJ Lett上。
1998-06-21 astro-ph
An Origin for Pulsar Kicks in Supernova Hydrodynamics
现在人们认为，恒星是银河系中速度最快的恒星。由于推断出的平均、均方根和最大三维脉冲星速度分别为$\sim$ 300-500 km/s、$\sim$ 500 km/s和$\sim$ 2000 km/s，因此这种奇异自行的起源问题变得尖锐起来。什么机制可以解释从零到两倍于银河系逃逸速度的速度？我们推测中子星自行的一个主要矢量分量来自新生中子星在其诞生的超新星爆炸过程中的流体动力反冲。最近，理论家已经证明，不对称性和不稳定性是超新星动力学的一个自然方面。在本文中，我们强调两个现象：1）在反弹后、爆炸前的吸积阶段，核的“类布朗”随机运动响应于质子中子星地幔的对流"沸腾“，以及2）非球面坍缩的克拉塞卡核的不对称反弹和爆炸。原则上，这两种现象都能使年轻的中子星以每秒数百公里的速度离开。
1995-06-08 astro-ph
Physics of Neutron Star Kicks
现在已经没有必要“推销”脉冲星反冲的概念，即中子星在诞生时具有很大的速度（几百到一千公里/秒$^{-1}$）。然而，踢腿的起源仍然是个谜。我们回顾了不同的踢机制的物理，包括流体动力学驱动，中微子和磁驱动踢。
1999-12-27 astro-ph
Pulsar kicks by anisotropic neutrino emission from quark matter in strong magnetic fields
讨论了一种基于原中子星内部直接夸克Urca过程的非对称中微子辐射的脉冲星加速机制。各向异性是由强磁场引起的，该磁场使电子的自旋极化成与场方向相反。由于宇称破缺，中微子和反中微子从一个方向离开恒星，加速脉冲星。我们计算不同的夸克化学势的反冲速度的夸克相温度和它的半径的依赖。忽略中微子夸克散射，我们发现在夸克相半径为10 km，温度大于5 MeV的情况下，可以很容易地达到1000 km/s的反冲速度$^{-1}$。另一方面，考虑到小中微子平均自由程，似乎不可能达到速度高于100公里秒$^{-1}$，即使包括色超导的影响，中微子夸克相互作用被抑制。
2007-08-17 astro-ph nucl-th
On the Formation and Progenitor of PSR J0737-3039: New Constraints on the Supernova Explosion Forming Pulsar B
我们重新审视PSR J 0737 -3039的形成，考虑到最近的观测限制。我们发现，最有可能的踢速度和祖参数强烈依赖于考虑全五维PDF的大小和方向的踢速度赋予脉冲星B在出生时，脉冲星B的前超新星氦星祖的质量，和前超新星的轨道分离，并通过事先假设。先验知识包括横向系统速度、系统年龄和未知径向速度的处理。由于后者不能从观测中确定，我们采用了统计方法，并使用理论径向速度分布从人口合成计算合并双中子星。我们发现，关于前超新星氦星质量的先验假设对导出的最可能参数影响很大：当假设形成中子星所需的最小氦星质量为2.1Msun时，最可能的反冲速度范围为70- 180 km/s;当质量低于2.1 Msun时，假设允许形成中子星，最有可能的反冲速度可以低至几km/s，尽管大多数考虑的模型仍然产生最可能的50- 170 km/s的反冲速度。我们还表明，双脉冲星的接近银河平面和小自行不构成严格的约束的反冲速度和脉冲星B的祖质量。相反，非对称超新星爆炸的轨道动力学所施加的限制变得更加严格。我们的结论是，目前可用的观测约束不能被用来支持一个特定的核心坍缩和中子星形成机制。（节略）
2006-07-24 astro-ph
X-ray binaries and their descendants: binary radio pulsars; evidence for three classes of neutron stars?
Pfahl等人（2002）最近的一个重要发现是，存在两类Be X射线双星：一类是轨道偏心率较小（<0.25）的双星，其中中子星在出生时几乎没有受到任何反冲速度;另一类是轨道偏心率较大的双星，其中中子星在出生时受到100 km/s量级的反冲速度。此外，许多双中子星（7颗中有5颗）的轨道离心率很低（0.09 ~ 0.27），这表明它们的第二颗中子星在出生时几乎没有受到任何速度反冲。这些第二代出生的中子星往往质量较低（1.25至1.35 Msun）。提出低质量低反冲中子星是由初始质量小于12-14 Msun的恒星的简并O-Ne-Mg核的电子俘获形成的，而高反冲中子星则是由初始质量大于12-14 Msun的恒星的铁核的光致衰变坍缩形成的。后一组可以进一步细分为两类不同的质量。
2004-07-21 astro-ph
Pulsar kicks and dark matter from a sterile neutrino
观测到的射电暴的速度在每秒数百公里的范围内，其中许多超过1000公里/秒，不能用超新星爆炸的标准物理学来解释。然而，如果存在质量在1-20 keV范围内的无菌中微子，它将从冷却的中子星不对称地发射出来，这可能会给它足够的反冲来解释脉冲星的运动。同样的粒子也可以是宇宙学上的暗物质。未来X射线望远镜和引力波探测器的观测可以证实或排除这种解释。
2004-04-26 astro-ph hep-ph
Pulsar kicks via spin-1 color superconductivity
我们提出了一个新的中微子推进机制，中子星，可以导致强大的速度踢，需要解释所观察到的双峰速度分布的中子星。中微子发射的空间不对称性自然是由包含自旋1色超导夸克物质的A相恒星核心提供的。当恒星核心温度下降到这个阶段的转变温度以下时，中微子推进机制就会启动。
2005-10-04 astro-ph hep-ph hep-th
The Formation of the Most Relativistic Pulsar PSR J0737-3039
我们提出了一套更新的约束PSR J 0737 - 3039的祖先，并考虑到双中子星的演化和运动学历史的脉冲星B的出生踢。为此目的，我们使用最近报道的闪烁速度测量跟踪系统在银河系中的运动作为未知方向欧米茄的系统速度投影在天空的平面上的函数，以及未知的径向速度Vr。脉冲星B的氦母星在超新星爆发前的轨道距离和质量的绝对极限是1.2Rsun <A0 <1.7Rsun和2.1Msun <M0 <4.7Msun。反冲速度被限制在60公里/秒到1660公里/秒之间，并且与SN前的轨道角轴（可能与脉冲星B的自旋轴有关）偏离至少25度。我们还推导出概率分布函数的踢速度赋予脉冲星B和脉冲星A的自旋和后超新星轨道角动量的各向同性和极性踢之间的错位角。这两个量的最可能值敏感地依赖于未知的径向速度。特别地，对于绝对值小于500 km/s的当前径向速度，倾向于低于30 - 50度的倾斜角，而高于120度的倾斜角倾向于与绝对值超过1000 km/s的径向速度相关联。
2004-04-26 astro-ph
Formation and coalescence of relativistic binary stars: effect of kick velocity
本文研究了具有不同伴星（OB星、白矮星、中子星、黑洞和行星）的银河系双星，假设新生中子星的反冲速度具有不同的唯象分布。特别讨论了相对论双星（NS+NS，NS+BH，BH+BH）的合并速率与反冲速度的关系。BH+BH合并的发生，取决于BH形成的参数，在银河系类型的星系中，每200，000 - 500，000年一次。NS+NS的合并率$R_{ns}$被发现是一个每\sim 3,000年为零反冲，并降低到一个每10,000年，即使最高的反冲速度为400公里/秒。从演化计算得出的合并率比仅基于脉冲星统计的合并率高出两个数量级，这是由于可观测的脉冲星与NS配对仅占NS系统总数的一小部分。LIGO型引力波探测器对BH双星的预期探测率在很宽的参数范围内与NS双星的合并率相当，甚至更高。
1997-02-06 astro-ph
Comment on "Pulsar kicks via spin-1 color superconductivity"
在最近的一篇论文中，Phys. Rev. Lett. 94，211101（2005）[hep-ph/0502166]，Schmitt等人提出了一种新的机制来解释观测到的恒星速度。提出的解释是基于中微子的各向异性发射从冷却中子星在温度低于0.1兆电子伏，数千年后的超新星。然而，虽然中微子在超新星爆炸的第一分钟大量产生，但在以后的时间里，中微子的排放可以忽略不计。因此，拟议的机制并不可行。
2005-08-10 astro-ph hep-ph nucl-th
Pulsational Analysis of the Cores of Massive Stars and its Relevance to Pulsar Kicks
中子星的出生踢的机制仍然是一个具有挑战性的问题。事实上，已经提出了许多机制，其中一种流体动力学机制可能需要超新星祖先恒星核心中的大的初始不对称性。Goldreich，Lai，& Sahrling（1997）提出，对流燃烧层在铁（Fe）核中捕获并由$ε$机制激发的不稳定g模可能提供必要的不对称性。我们进行模态分析的最后几分钟前崩溃的核心结构，并获得本征频率和本征函数，包括非绝热效应的增长核燃烧和衰变的中微子和声学损失。在一般情况下，我们发现两种类型的g-模式：内核g-模式，这是稳定的中微子损失和外芯g-模式被困在附近的燃烧壳，可以是不稳定的。无一例外，我们发现至少有一个不稳定的g-模式为每个祖细胞在整个质量范围内，我们认为，11 M $_{\sun}$至40 M $_{\sun}$。更重要的是，我们发现增长和衰变的时间尺度是一个数量级或更长的时间，直到核心崩溃的开始。我们的结论是，$ε$ -机制可能没有足够的时间来显着放大核心g模式之前崩溃。
2004-06-23 astro-ph
Formation of an evanescent proto-neutron star binary and the origin of pulsar kicks
如果核心坍缩导致形成一颗被回退物质包围的快速旋转的棒不稳定原中子星，那么我们可以预期它会冷却并碎裂，形成一颗双（原）中子星双星，进入超近轨道。较轻的恒星应该能存活一段时间，直到潮汐质量损失将其推向（原）-中子星的最小稳定质量，然后爆炸。伊姆申尼克和波波夫已经证明，不稳定的冷星的爆炸会导致剩余的中子星的大反冲速度。在这里，我们考虑了几个因素，减轻效果和扩大范围的最终反冲速度，特别是有限的速度和重力偏转的喷出物，一系列的原始质量的低质量的同伴和它的冷却历史，旋转相位平均的动量脉冲从非瞬时质量损失，和一个共同的包络相的可能性。尽管有这些缓解因素，我们认为，这种机制仍然可以导致大量的中子星反冲速度，接近，甚至超过1000公里/秒。
2002-08-23 astro-ph
Local Pulsars; A note on the Birth-Velocity Distribution
我们探索了一个简单的模型，用于表示所观察到的运动分布，以及当地人口的特征年龄。与早期模型的主要区别是引入了一个独特的值，S，为反冲速度，与之相对应的是天然气。我们分别考虑银河系经度和纬度上的自行分量，发现平行于和垂直于银道面的速度分量的分布可以用S=200 km/sec满意地表示，并且没有留下相当大一部分更高速度的空间。一个独特的值的反冲速度的成功命题可能会提供一个有趣的工具，试图了解物理过程导致的中子星的驱逐。
1998-06-22 astro-ph
Effects of CPT and Lorentz Invariance Violation on Pulsar Kicks
如标准模型的扩展所描述的，洛伦兹和CPT不变性的破坏引起粒子色散关系的修改。这样的修改的后果进行审查的框架内的脉冲星踢引起的中微子振荡（积极无菌转换）。修正后的能量-动量关系式的一个特殊特征是出现了$δ{\bbox Π}\cdot {\bf {\hat p}}$形式的项，其中$δ{\bbox Π}$解释了导致洛伦兹对称性偏离的味道依赖系数的空间分量的差异，而${\bf {\hat p}}={\bf p}/p$是${\bf p}$中微子动量。由于${\bf p}$相对于$δ{\bbox Π}$的相对取向，{ \it耦合} $δ{\bbox Π}\cdot {\bf {\hat p}}$可能导致产生观测到的脉冲星速度的机制。还讨论了与双稳星速度分布有关的问题。
2005-03-01 astro-ph gr-qc hep-ph
Effects of neutrino-driven kicks on the supernova explosion mechanism
我们表明，中微子驱动的脉冲星踢可以增加超新星冲击的能量。观测到的超新星的大速度被认为起源于超新星爆炸，要么是由于喷出物的不对称性，要么是由于冷却的中子星的中微子（或其他轻粒子）的各向异性发射。在本文中，我们假设速度是由各向异性中微子发射引起的，并研究这些中微子驱动的踢超新星爆炸的影响。我们发现，如果坍缩的恒星是勉强不能产生爆炸，中微子驱动的机制可以驱动对流，使一个成功的爆炸。由此产生的爆炸是不对称的，最强烈的喷出物运动大致在中子星反冲的方向上。这与喷出物驱动机制形成鲜明对比，后者预测喷出物的运动方向相反。这种差异可以用来区分基于超新星遗迹观测的两种机制。
2005-12-01 astro-ph
Constraints on the Formation of PSR J0737-3039: the most probable isotropic kick magnitude
最近用64米的帕克斯望远镜发现了一颗强相对论脉冲双星（Burgay et al. 2003）。在这里，我们使用测量的属性，这个二进制（质量和轨道特性以及年龄估计），我们推导出完整的一套约束施加在二进制脉冲星祖先的物理性质之前的第二次超新星爆炸。我们发现：（1）根据我们目前对中子星形成的理解，第二颗中子星的富氦祖先极有可能溢出其洛希瓣;（2）中子星反冲的大小限制在60-1560 km/s的范围内，最可能的值等于150 km/s。虽然第一个结论与Dewi & van den Heuvel（2003）一致，但我们对反冲幅度的上限明显大于这些作者得出的上限。我们发现，差异的产生是因为Dewi & van den Heuvel（2003）无意中忽略了考虑指向超新星前轨道平面外的反冲。
2004-02-02 astro-ph
Neutrino Transport in Strongly Magnetized Proto-Neutron Stars and the Origin of Pulsar Kicks: The Effect of Asymmetric Magnetic Field Topology
在具有强磁场的原中子星中，中子（质子）上的$ν_e$（$\barν_e$）吸收截面取决于由于终态产生的$e^-$（$e^+$）能级的量子化而产生的局部磁场强度。如果中子星具有不对称的磁场拓扑结构，即北极和南极的磁场大小不同，则可能产生不对称的中微子发射。计算了强磁场中$\nue$和$\bnue$的吸收截面随中微子能量的变化。这些横截面表现出振荡行为，这是因为随着中微子能量的增加，$e^-$（$e^+$）的新朗道能级变得可访问。通过评估适当的平均中微子不透明度，我们表明，由于修改后的不透明度在本地中微子通量的变化是相当小的。要使新形成的中子星产生可观的反冲速度（$\sim 300$ km~s $^{-1}$），中子星两极的场强差必须至少为$10^{16}$ ~G。我们还考虑了磁场对中微子能流谱的影响。吸收不透明度的振荡特征引起$ν_e$和$\barν_e$的出射光谱的调制。
1998-06-21 astro-ph
Pulsar Recoil and Gravitational Radiation due to Asymmetrical Stellar Collapse and Explosion
新的观测资料表明，射电暴的平均速度很大，为\cite{hla93}。假设这些数据意味着一个脉冲星是天生的“内在的”踢，我们调查这种踢是否可以是一个不对称的恒星崩溃和爆炸的后果。我们计算的引力波（GW）签名的这种不对称性，由于各向异性中微子辐射和质量运动。我们预测，中子星在诞生时受到的任何反冲都会导致引力波应变h $^{TT}_{zz}$，它不会随时间而归零。因此，在质子中子星的引力波形中可能有“记忆”\cite{bt87}，它与质子中子星的反冲和中微子发射有关。
1995-11-23 astro-ph
On the nature of bimodal initial velocity distribution of neutron stars
我们认为射电星反冲速度分布的双峰性质与强子星（{ \it，即}）之间的二分法有关。不含夸克物质的中子星）和夸克星。双峰性可能是由于不同的爆炸机制导致形成两种类型的致密星，或者由于两组不同的参数掌握了一种特定的反冲机制。低速最大值（在$\sim 100$ km s $^{-1}$）与强子星的形成有关，而第二个峰值对应于夸克星。在强子星延迟坍缩为夸克星的模型中（Berezhiani et al. 2003 \nocite{bbd2003}），夸克解除禁闭导致了第二次能量释放和第二次反冲，除了在超新星爆炸过程中给予新形成的强子星的反冲之外。如果电磁火箭机制对脉冲星反冲有重要贡献，那么高速度峰值可能与夸克星相对于强子星的较短初始自旋周期有关。我们讨论这些场景的{ \it proet contra}。
2004-05-13 astro-ph
No Pulsar Kicks from Deformed Neutrinospheres
在超新星的核心，磁场会导致中微子折射率的方向性变化，因此共振的味道振荡会导致“中微子层”的变形，比如说τ中微子。相关的各向异性中微子发射被认为是观测到的脉冲星自行的可能来源。我们认为，这种影响被大大高估，因为变形的中微子层的温度变化是不是一个足够的措施中微子发射的各向异性。中微子流产生于中子星核心，并以恒定的光度通过大气层传输，迫使大气层的温度梯度适应来自下方的能量流入。因此，没有发射各向异性是由中微子层变形到最低阶引起的。高阶修正的估计必须考虑到修改后的大气温度分布，以响应中微子层的变形和相应的反馈的核心。我们在一个简化模型的框架内完成这项工作，该模型可以用解析法求解。
1998-12-02 astro-ph hep-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
Global Anisotropies in Supernova Explosions and Pulsar Recoil
我们通过中微子驱动的超新星爆炸的二维和第一个三维模拟表明，低（l= 1，2）模式可以在核心反弹后数百毫秒的时间尺度上主导对流激波后区域的流型。这可能导致超新星爆发的大的全球各向异性和脉冲星反冲超过500 km/s。
2004-05-18 astro-ph
The cyclotron spectrum of anisotropic ultrarelativistic electrons: interpretation of X-ray pulsar spectra
本文计算了具有强各向异性速度分布的电子产生的回旋辐射谱。假设电子沿磁场的运动是超相对论的，而在磁场的另一端是非相对论的。所得到的频谱的一个特征是各阶谐波的间隔不相等。本文分析了四种高次回旋谐波X射线谱的物理性质和观测谱。所有四颗双星光谱中的回旋特征只能解释为发射谱线。此外，观察到的谐波是不等距的，并显示出某些其他特性的发射特征的强各向异性超相对论电子。此外，也有间接的理论论据，即在X射线谱中产生回旋特征的电子是超相对论的，并且具有强各向异性分布的特征。因此，对X射线辐射源的磁场（通常由回旋加速器线的能量得出）和某些其他物理参数的估计需要进行重大修订。
2008-04-10 astro-ph
The cyclotron emission of anisotropic electrons in the X-ray pulsars
本文计算了各向异性分布的相对论电子在磁场中以非相对论速度散射时的回旋辐射谱。结果表明，如果这些电子是Her X-1谱中“回旋”线形成的原因，那么由此解释得到的磁场$(3-6)\cdot 10^{10}$ Gs值与其它观测和理论估计值符合得很好。在几个X射线天体的光谱中观察到这种“回旋”线的能量随时间变化的现象，可以用电子的平均经度能量的变化来解释，由于吸积流的辐射制动，这种能量随着速度的增加而减少。
1999-07-07 astro-ph
