Quasi periodic oscillations in XTE J0111.2--7317, highest frequency among the HMXB pulsars
本文报道了1998年12月在高质量X射线双星（HMXB）脉冲星XTE J0111.20-7317的一次瞬时爆发中发现的准周期振荡（QPO）。利用Rossi X射线定时探测器的正比计数器阵列在这次爆发的第二个峰值和下降阶段的观测，我们发现了一个频率为1.27 Hz的QPO特征。我们已经排除了观测到的QPO可能来自邻近的明亮X射线脉冲星SMC X-1的可能性。这是在任何HMXB脉冲星中探测到的最高频率QPO特征。在X射线光谱中没有回旋吸收特征的情况下，QPO特征以及脉冲周期和X射线通量测量测量有助于我们约束中子星的磁场强度。
2007-03-09 astro-ph
Large-Amplitude, Pair-Creating Oscillations in Pulsar and Black Hole Magnetospheres
建立了脉冲星磁层中电子对产生的时变模型。有人认为，平行电场，在一个脉冲星磁层的电荷饥饿区（间隙）的发展与大振幅振荡。电子和正电子被周期性地加速，并且振荡的振幅被假设为足够大以在振荡的不同相位处引起上行和下行对的产生。与一个电荷饥饿的初始条件，我们发现，振荡的结果在对创建的对密度随时间呈指数上升的突发。电子对密度在$N_\pm\simeq E_{0}^2/(8πm_ec^2Γ_{\rm thr})$处饱和，其中$E_0$是电荷饥饿初始状态下的平行电场，而$Γ_{\rm thr}$是有效产生电子对的洛伦兹因子。电子对产生脉冲后的振荡频率大致由$ω_{\rm osc}=eE_0/(8m_ecΓ_{\rm thr})$给出。正反馈使系统保持稳定，使得平均电子对产生率平衡了由于电子对逃离磁层而造成的损失率。
2005-03-14 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
Lighthouses with two lights: burst oscillations from the accretion-powered millisecond pulsars
从吸积动力毫秒双星（AMP）中发现核动力脉动的关键贡献是建立了爆发振荡频率作为恒星自旋速率的可靠代理。这使快速旋转吸积中子星的样本增加了一倍，并揭示了在分裂极限附近没有任何恒星旋转的意外情况。由此产生的“制动问题”现在是理论学家们的主要关注点，特别是考虑到引力波发射在限制自旋中可能发挥的作用。然而，这并不是AMP的爆发振荡产生影响的唯一领域。爆发振荡计时正在发展成为一种很有前途的技术，用于验证AMP中的自旋可变性水平（一个相当有争议的话题）。这些来源也为我们理解仍然难以捉摸的爆发振荡机制提供了独特的输入。这是因为它们是我们唯一可以可靠地测量不均匀燃料沉积作用的恒星，当然还有磁场。
2008-08-19 astro-ph
Can disk-magnetosphere interaction models and beat frequency models for quasi-periodic oscillation in accreting X-ray pulsars be reconciled?
在本文中，我们回顾了一些方面的理论的磁螺纹盘。我们特别讨论了中子星-吸积盘相互作用的方程，通过使用不同的处方确定内盘边界的位置。我们将结果应用于几个吸积动力X射线天体，显示出准周期振荡的X射线通量和自旋上/自旋下扭矩逆转。假设拍频模型适用于准周期振荡，我们表明，这些来源提供了一个很好的机会来测试模型的磁盘磁层相互作用。在螺纹盘模型中使用的所有处方获得的磁层半径之间进行了比较;这表明，没有一个处方能够再现在本样品中的X射线天体中针对不同X射线光度水平观察到的准周期振荡和扭矩行为的组合。这表明恒星磁场穿透吸积盘的问题仍然缺乏一个全面的解决方案。我们简要讨论了在这一领域的未来可能的发展纲要。
2008-11-01 astro-ph
On the Amplitude of Burst Oscillations in 4U 1636-54: Evidence for Nuclear Powered Pulsars
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对低质量X射线双星（LMXB）4U 1636-54的一次热核X射线爆发过程中的581 Hz振荡进行了研究。我们认为，大的脉冲振幅附近爆发发病和光谱证据的结合，在上升期间的本地化发射强烈支持旋转调制的振荡机制。我们讨论如何自旋调制振幅，脉冲轮廓和脉冲相位光谱的理论解释可以提供中子星的质量和半径的约束。我们还讨论了这些研究结果的影响，拍频模型的kHz X射线变异LMXB。
1998-03-10 astro-ph
Spheroidal and torsional modes of quasistatic shear oscillations in the solid globe models of nuclear physics and pulsar astrophysics
在过去的30年里，人们逐渐认识到，核物质连续介质力学的弹性动力学方法可以很好地解释构成核物质内部的简并费米物质的宏观运动，这是目前已知的所有理论的基础。本文着重于一个理论问题的发展，这是有关的准静态，力自由，非压缩振荡在文献中较少研究的振荡制度中的驻剪切波的粘弹性固体球的振荡行为。我们表明，在这种情况下，计算频率和寿命的非径向剪切振动的粘性阻尼的球形和扭转模式的问题，可以明确地解决工作从能量平衡方程，并利用瑞利变分法。核物理和脉冲星天体物理的固体球模型处理的振荡的粘弹性费米固体的体积密度，剪切模量和剪切粘度的均匀和非均匀的配置文件，证明了这种方法的效率。
2007-08-15 astro-ph
On Pulsar Velocities from Neutrino Oscillations
最近有人提出，在超新星爆炸中产生的冷却质子中子星内部受磁场影响的中微子振荡可以解释超新星的大自行。我们调查是否这一假设是在协议与观察到的性质的双光子晶体，并发现目前的数据不赞成建议的机制。我们的研究结果的相关性提出了其他模型来了解脉冲星速度的起源进行了讨论。
1997-06-11 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
Comment on "Pulsar Velocities and Neutrino Oscillations"
在最近的一封信中，Kusenko和Segre提出了一种新的机制来解释观测到的天体自行。其机制是基于质子中子星磁场中的中微子振荡引起的非对称中微子发射。在本文中，我指出他们对中微子发射不对称性的估计是不正确的。适当的计算表明，它们的机制至少需要10**16 G的磁场才能产生观测到的平均脉冲星速度。
1997-05-08 astro-ph hep-ph
Constraints on Neutron Star Parameters from Burst Oscillation Light Curves of the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1814-338
详细模拟低质量X射线双星热核爆发期间的毫秒级亮度振荡可以提供有关中子星结构的重要信息。到目前为止，这个想法的实施还没有完全成功，主要是因为在突发振荡光变曲线的谐波含量可以忽略不计。然而，最近从吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338发现的非正弦脉冲振荡光变曲线改变了这种情况。因此，我们第一次利用这个机会来约束中子星的参数。在我们对22个爆发的光变曲线的详细研究中，我们用包含光弯曲和标架拖曳的完全广义相对论模型拟合爆发振荡光变曲线，并利用实际状态方程数值计算了中子星的结构。我们发现，对于我们的模型和参数网格值，在90%置信水平下，XTE J1814-338中中子星的Rc ^2/GM > 4.2。我们还发现，从热核闪光的光子出来，通过层的吸积物质的条件下符合汤姆逊散射，并表明，二级伴星是一个氢燃烧的主序星，可能膨胀（可能是由于X射线加热）。
2004-10-11 astro-ph
Nuclear-Powered Millisecond Pulsars and the Maximum Spin Frequency of Neutron Stars
毫秒中子星是一种中子星（NS），被认为是由恒星伴星的质量吸积而产生的。目前尚不清楚这一过程是否存在自然制动，或者它是否会持续到亚毫秒周期达到离心破碎极限。许多从伴星吸积而来的NS都表现出持续数十秒的热核X射线爆发，这是由其表面不稳定的核燃烧引起的。10个NS爆发期间的毫秒亮度振荡（与其他观察到的快速X射线变化不同）被认为可以测量恒星的自旋，但缺乏旋转起源的直接证据。在这里，我们报告检测到的爆发振荡在已知的自旋频率的吸积毫秒脉冲星，我们表明，这些振荡总是有相同的旋转相位。这坚定地建立了爆发振荡作为核动力脉动跟踪吸积NS的旋转，证实了早期的证据。11颗核动力彗星的自旋频率分布远低于大多数NS模型的分裂频率，这支持了理论预测，即引力辐射损失可以限制毫秒彗星旋转时的吸积力矩。
2003-07-01 astro-ph
Coherence of burst oscillations and accretion-powered pulsations in the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338
在2003年爆发的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338的吸积动力脉动的X射线定时揭示了脉冲到达时间残差的变化。这些可以从几个方面来解释，包括自旋下降和燃料撞击点在磁极周围徘徊。在这封信中，我们证明了这个源的爆发振荡与持续脉动是一致的，达到了它们跟踪所有观测到的波动的水平。只有一个爆发，这发生在最低的吸积率，显示出显着的相位偏移。我们讨论了什么可能导致这种刚性的相位锁定在吸积和热核爆发发射的调制之间，并考虑自旋变化和爆发振荡机制的影响。燃料撞击热点在固定磁极周围的漂移似乎是吸积动力脉冲相位变化的最可能原因。这意味着猝发不对称性耦合到热点，而不是磁极。如果在这一点过早点火（由于较高的局部温度）触发燃烧前沿，在蔓延到整个表面之前停止，那么由此产生的局部核热点可以解释这个源的不寻常的爆发和爆发振荡特性。
2008-10-02 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 study of the long term evolution of quasi periodic oscillations in the accretion powered X-ray pulsar 4U 1626-67
本文研究了一颗异常吸积X射线脉冲星4U 1626- 67的准周期振荡（QPO）的长期性质。这是一个独特的吸积动力X射线脉冲星，我们发现QPO存在于所有足够长的X射线观测与广泛的X射线观测。在目前的自旋下降时代的这个源，QPO中心频率被发现是减少。在这一辐射源的早期发展阶段，只有两份关于QPO探测的报告，分别是1983年EXOSAT和1988年GINGA探测到的QPO，而且有增加的趋势。4U 1626- 67在过去22年中的QPO频率演变从正趋势变为负趋势，这与该源的扭矩反转有些一致。在吸积动力X射线天体中，QPO频率与吸积盘的内径直接相关，如开普勒频率模型（KFM）和拍频模型（BFM）。早期的X射线光谱、通量和脉冲轮廓测量报告了吸积盘的逐渐耗尽。目前的QPO频率演化研究表明，X射线通量和质量吸积率的变化可能不是同一个因子，因此简单的KFM和BFM不能解释该源的QPO演化。这是唯一的X射线脉冲星显示持久的QPO，也是第一个吸积X射线脉冲星，其中QPO的历史是报告了很长的时间尺度与长期演化的吸积盘。
2008-01-11 astro-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
Velocities of pulsars and neutrino oscillations
磁场偏置的中微子振荡改变了从超新星坍缩中出现的冷却的质子中子星的中微子层的形状。由此产生的出射中微子动量的各向异性可能是观测到的中微子自行的起源。在τ中微子质量为100 eV量级的预测中，τ中微子速度和中微子振荡之间的联系。
1996-11-02 astro-ph gr-qc hep-ph
Neutrino oscillations, and the origin of pulsar velocities and dark matter
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。三维数值计算表明，在没有中微子振荡的情况下，中子星的反冲速度不应超过200 km/s，而存在着大量的运动速度超过1000 km/s的中子星。中微子发射中的一个小的不对称性可能是这个长期存在的难题的解决方案。这种不对称性可能是由中微子振荡引起的，但是，考虑到目前中微子质量的限制，脉冲星反冲需要一个质量为1-20 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射线望远镜探测到来自残余无菌中微子衰变的X射线光子，就可以证实它的存在。人们还可以通过观察附近超新星发出的重力波来验证中微子反冲机制。
2004-05-29 astro-ph hep-ph
Observations of Non-radial Pulsations in Radio Pulsars
我们介绍了一个模型的脉冲星，其中的非径向振荡的高球度（l）对准的磁轴旋转中子星再现脉冲星光束的形态特征。在我们的模型中，脉冲星的旋转在我们的视线下携带着一种脉冲节点的模式，再现了平均脉冲轮廓中看到的经度固定结构，而相关的类时振荡再现了“漂移子脉冲”--这些特征在连续的脉冲星旋转之间改变了它们的经度。我们将表明，节线的存在下，可以解释观察到的180度相位跳跃漂移子脉冲和他们的其他穷人的相稳定性，即使类时振荡是严格的周期性。我们的模型也可以占的“模式的变化”和“零”观察到的一些恒星的准周期性变化之间的脉动模式的不同l或径向泛音n，类似于脉动模式的变化观察到的振荡白矮星星。我们将讨论我们的模型的其他明确的和可测试的要求，并表明它们是由现有数据定性支持。虽然保留判断，直到完成定量测试，我们有足够的启发，现有的观测支持我们的模型来推测非径向脉动的激发机制，我们可以从中学习的物理，以及它们与周期演化的关系。
2004-03-15 astro-ph
Reply to Comment on "Pulsar velocities and neutrino oscillations"
我们最近提出了一个基于中微子振荡的中子星诞生速度的解释（hep-ph/9606428）。其中一个量dN/dT是在电子的恒定化学势近似下计算的。另一种基于Ye=const假设的近似，由Qian（astro-ph/9705055）使用，对中子星内部的磁场产生了更高的预测。如果使用相同的输入参数，这两个近似是合理的协议，给定的磁场的几何形状的不确定性和中微子发射的简化图片，伴随着中微子球的概念。
1997-07-22 astro-ph hep-ph
Discovery of kHz Fluctuations in Centaurus X-3: Evidence for Photon Bubble Oscillations (PBO) and Turbulence in a High Mass X-ray Binary Pulsar
我们报告的kHz波动的发现，包括准周期振荡（QPO）在~330 Hz和~760 Hz和宽带kHz连续的高质量X射线脉冲双星半人马座X-3的功率密度谱。这些对Cen X-3的观测是用Rossi X射线定时探测器（RXTE）进行的。波动谱从mHz到几Hz是平坦的，然后在几Hz到~100 Hz之间变陡到$f^{-2}$行为。在100 Hz以上，频谱显示QPO特征，加上延伸到~1200 Hz然后下降到~1800 Hz的平坦连续区。这些结果，其中需要共同添加三天的观测的Cen X-3，至少是一样快，已知的最快的变化X射线发射的吸积致密物体（kHz QPO在LMXB源），并可能更快，因为扩展到~1800赫兹是最有可能的参数化的数据表示。多维辐射流体动力学模拟的光学厚等离子体流的磁极的吸积中子星表明，在100 Hz以上的频率波动是一致的光子气泡湍流和振荡（PBO）先前预测的可观察到在这个源。对于0.25弧度的极冠张开角，我们表明，100 Hz以上的频谱形式再现的模拟，包括QPO的频率和相对功率的QPO和kHz的连续。这导致了第一个依赖于模型的测量极帽大小的X射线脉冲星。
1999-09-07 astro-ph
Variable Quasi Periodic Oscillations during an outburst of the transient X-ray pulsar XTE J1858+034
研究了瞬态吸积X射线脉冲星XTE J1858+034在2004年4 - 5月第二次爆发期间的准周期振荡（QPO）性质。我们使用的观测与正比计数器阵列（PCA）的罗西X射线定时探测器（RXTE）在2004年5月14日至18日，在爆发的下降阶段。在所有的RXTE-PCA观测中，我们在140- 185 mHz的频率范围内检测到低频QPO的存在。我们报道了QPO参数随时间、X射线通量和X射线光子能量的演化。虽然QPO中心频率和瞬时X射线通量之间的相关性不是很清楚的数据，我们指出，QPO频率和一天的平均X射线通量随着时间的推移，在这些观测。我们已经得到了一个明确的能量依赖性的RMS变化的QPO，增加约3%，在3千电子伏至6%，在25千电子伏。X射线脉冲轮廓是单峰正弦曲线，脉冲分数从3 keV时的20%增加到30 keV时的45%。我们发现，类似于以前的爆发，能谱很好地拟合了一个模型，该模型由截止功率定律和铁发射线组成。
2006-02-25 astro-ph
Non-linear resonance in the accretion disk of a millisecond pulsar
双准周期毫秒调制的X射线通量（kHz QPO）最近已报告从吸积2.5毫秒的X射线脉冲星。当旋转的中子星用真实的状态方程模拟时，我们识别出其频率与观测到的频率一致的盘振荡模式。孪生QPO的频率差，约等于中子星自旋速率的一半，清楚地表明，吸积盘的共振振荡已被观察到。在吸积盘中也可以自发地激发出类似的非线性共振。脉冲星系统中的两个QPO频率接近5：7的比例，这表明与黑洞系统中的QPO存在联系，其中频率比为2：3和3：5。
2003-08-02 astro-ph
Analysis of variability in the burst oscillations of the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338
吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338在I型X射线爆发期间表现出已知自旋频率的振荡。爆发振荡的性质反映了恒星表面热不对称的性质。我们提出了一个分析的变化，这个源的突发振荡，专注于三个特点：分数振幅，谐波含量和频率。分数振幅和谐波含量约束的大小，形状和位置的发射区，而频率的变化表明运动的发射区的中子星表面。我们研究了爆发过程中的长期变化和爆发过程中的短期变化。对于大多数的爆发，分数振幅是一致的吸积脉动，这意味着一个低程度的燃料蔓延。然而，有一个群体的爆发，其分数振幅是相当低的，这意味着更高程度的燃料蔓延，可能是由一个前兆爆发的爆炸燃烧前沿。对于第一谐波，爆发和吸积脉动之间的实质性差异表明，热点的几何形状不是唯一的机制，引起谐波内容在后者。分数振幅的变化在爆发是低的，我们不能排除的假设，分数振幅保持不变的爆发，不表现出光球半径膨胀（PRE）。除了表现出PRE的一个突发之外，在任何突发中没有显著的频率变化。该猝发在猝发上升中表现出非常显著但很小（$\approx 0.1$ Hz）的频率下降。频率偏移的时间尺度比简单的燃烧层膨胀模型预测的要慢，这表明可能有其他机制在起作用。
2005-08-04 astro-ph
Sidebands Due to Quasi-periodic Oscillations in 4U 1626-67
低质量X射线脉冲双星4U 1626-67在0.130 Hz中子星自旋频率下表现出0.048 Hz准周期振荡和红噪声变化以及相干脉动。Rossi X射线定时探测器观测到的功率密度谱显示，QPO频率将脉冲星的自旋频率（及其谐波）与显著的边带分开。这些结果表明，相干脉动的瞬时振幅受QPO振幅的调制。这种现象在诸如磁层拍频模型的模型中是可以预期的，在磁层拍频模型中，QPO起源于中子星的极冠附近。然而，在4- 8 keV的能量范围内，低频边带明显强于其高频补充，这与磁层拍频模型不一致。我们认为，0.048赫兹QPO，而不是由一个结构的轨道上的中子星的QPO频率。这种结构在每个轨道上穿过视线一次，衰减脉冲星光束，产生对称（调幅）边带。它还以介于中子星自旋频率和QPO之间的拍频对脉冲星光束进行再处理，从而产生在低频边带中观察到的过度可变性。相当独立地，我们没有发现证据表明，红噪声的可变性调制的相干脉动的振幅。这也与磁层拍频模型的预期相反，并且与一些高质量X射线双星的行为不同。
1998-02-05 astro-ph
Discovery of Coupling between Periodic and Aperiodic Variability and X-ray Quasi-periodic Oscillations from Her X-1
利用Rossi X射线定时探测器的观测数据，对X射线脉冲双星Her X-1的周期性和非周期性变化以及~12 mHz X射线准周期振荡（QPO）进行了研究。我们发现了两种不同的耦合，一个在日食前的倾角和其他在正常状态的源，使用一种方法，直接比较低频功率密度谱（PDS）与周围的相干脉冲频率的边带。日食前倾角光变曲线显示出显着的光子计数的时间变化，这种变化出现在PDS作为两个强大的兆赫功率和发达的边带周围的相干脉冲频率。由两段食前倾角数据得到的mHz PDS和边带PDS之间的线性相关系数分别为0.880 ± 0.003和0.982 ± 0.001。这种非常强的耦合表明，相干脉动的振幅几乎完全调制的非周期性的变化，这表明无论是周期性和非周期性的变化有关的时间变化的遮蔽的X射线从中央脉冲星的吸积盘在食前倾角。我们还发现，在正常状态下的源，连同~12兆赫QPO弱耦合。正常状态的耦合似乎与预测一致，即来自X射线双星的非周期性变化是由于时变吸积流到脉冲星的磁极。如果~12 mHz的QPO是由中心脉冲星和吸积盘之间的引力相互作用引起的全球正常盘振荡引起的，那么推断的内盘半径大致相当于磁层半径，~1 10^8 cm。
2001-02-13 astro-ph
X-ray Bursts from the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1814-338
自发现吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338以来，利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列（PCA）共观测到27次热核爆发。光谱的爆发，以及连续爆发振荡的存在，表明所有的爆发，但其中一个是次爱丁顿。剩余的爆发具有最大的峰值热通量（2.64 x E^-8 erg/sec/cm^2），以及爆发振荡中的间隙，与来自其他来源的艾丁顿有限爆发中观察到的情况类似。假设这个爆发是爱丁顿限制的，我们得到的源距离约为8千秒差距。所有的爆发都在314.4 Hz的自旋频率下显示出相干振荡。爆发振荡与持续脉动有很强的频率和相位锁定。只有两个爆发显示出在爆发开始后的最初几秒钟内频率漂移的证据。在这两种情况下，初始漂移对应于十分之几赫兹的自旋下降。爆发期间的大振荡幅度证实了爆发通量在自旋频率处被调制。我们检测到，第一次，一个显着的第一谐波成分在突发振荡。一次谐波与基波的计数率之比可大于0.25，平均而言，小于持续脉动的计数率。如果脉动来自表面上的单个明亮区域，那么谐波强度表明爆发发射是波束发射的，这可能是由于比非脉冲LMXB更强的磁场。或者，谐波含量可以由具有两个明亮区域的几何形状产生。
2003-08-20 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
Evidence from quasi-periodic oscillations for a millisecond pulsar in the low mass x-ray binary 4U 0614+091
在XTE观测中，我们从低质量X射线双星4U 0614+091中探测到了1 kHz附近的准周期振荡（QPO）.观测时间跨度长达数月，并在大范围的X射线光度范围内对源进行采样。在每个间隔中，QPO出现在400 Hz以上，分数RMS幅度为3 - 12%。在高计数率下，同时检测两个高频QPO。在所有观测中，它们的频率中心之差与323 Hz一致。在一个间隔期间，在328 +/-2 Hz处检测到第三信号。这表明该系统有一个稳定的“时钟”，最有可能是自旋周期为3.1毫秒的中子星。因此，我们的观测和Strohmayer等人（1996）对另一个中子星系统的观测提供了在低质量X射线双星系统中存在毫秒脉冲星的第一个证据，并揭示了毫秒射电脉冲星与低质量X射线双星演化后期阶段之间的“缺失环节”（Alpar等人，1982）。我们认为，磁层拍频模型（Alpar和Shaham 1985）的运动学适用于这些QPO。在这种解释中，高频信号与内吸积盘的开普勒频率有关，低频“拍频”信号来自于内吸积盘和旋转的中子星的旋转频率差。假设高频QPO是吸积盘的开普勒轨道频率，我们发现中子星的最大质量为1.9太阳质量，最大半径为17 km。
1996-10-15 astro-ph
Discovery of a 1247 s pulsar in the Be X-ray binary SAX J2239.3+6116
通过BeppoSAX上的窄场仪器和RXTE上的正比计数器阵列的观测，对Be X射线双星SAX J2239.3+6116的脉动进行了搜索，得到了1247 s相干振荡的清晰存在。由于以前的X射线亮度相当高（在2 ~ 28 keV的能量下，亮度高达10^36 erg/s的数倍），所以这种振荡一定是由于中子星的自旋。假设轨道周期为262天重现时间，则在24颗Be X射线双星中，SAXJ2239.3 +6116的轨道周期和脉冲周期都是最长的。
2001-10-31 astro-ph
Quark core formation in spinning-down pulsars
脉冲星自旋下降是由于磁矩减小了其半径，并增加了中心能量密度。某些中心密度接近夸克退禁闭临界值的脉冲星可能发生相变和结构重排。这一过程可能激发振荡模并发射引力波。我们用一个真实的粒子数合成程序计算了中子星中夸克核的形成率。
2007-03-19 astro-ph
Spin Rates and Magnetic Fields of Millisecond Pulsars
使用罗西X射线计时探测器进行的观测表明，在低质量X射线双星系统（LMXB）中吸积弱场中子星会产生三种不同类型的毫秒X射线振荡，这些振荡可以用来确定自旋速率并估计这些恒星的磁场。这些振荡表明，LMXB中的20多颗中子星的自旋速率和磁场在一定范围内，当吸积停止时，它们将成为无线电发射的毫秒双星，这支持了LMXB中的中子星是旋转动力毫秒双星的祖先的假设。在磁场范围为3 x 10^7 G到3 x 10^8 G，时间平均吸积速率范围为3 x 10^{-3} MdotE到MdotE的情况下，LMXB中16个已知吸积毫秒双星的自旋与自旋上升到吸积自旋平衡一致，前提是这些恒星已经吸积了足够长的时间。旋转动力毫秒双星的P-Pdot分布表明，它们的初始自旋是由自旋上升到自旋平衡，吸积速率从10^{-3} MdotE到MdotE不等，或者它们从未达到吸积自旋平衡。
2004-08-25 astro-ph
Recent Observations of X-Ray Emission from Galactic Binary Neutron Stars
最近对年轻的吸积中子星的测量正在确定更精确的磁场和吸积参数。一颗低磁场吸积毫秒脉冲星终于在一个爆发双星中被发现。至少有20个低质量双星表现出300- 1200赫兹的高频振荡。在一定的光度范围内，大多数都有一对准周期振荡，这在黑洞候选者中从未见过。最近来自爆发振荡的证据加强了这种情况，即这对的差频接近于中子星的自旋频率。这些振荡与光谱、光度和低频振荡有关。在强磁场磁共振中有时也能看到准周期振荡，在那里可以仔细研究它们的起源。
2000-05-25 astro-ph
Discovery of the first accretion-powered millisecond X-ray pulsar
在20世纪80年代早期发现的毫秒射电望远镜的确切起源直到今天仍然不确定。它们可能是由X射线双星系统中的吸积低磁场中子星演化而来的。如果是这样的话，这些恒星应该以毫秒的速度旋转。根据这一思想，在X射线双星中发现的50 Hz和1 kHz附近的准周期振荡，以及在X射线爆发中发现的几个100 Hz的漂移振荡都被解释为弱磁化中子星的毫秒自旋。然而，在15年的搜索中，预期的来自X射线双星的相干毫秒信号仍然难以捉摸。在这封信中，我们报告了这种信号的第一个例子的发现。使用罗西X射线定时探测器，我们发现持续的2.49毫秒X射线脉动的X射线双星，我们解释来自吸积动力毫秒X射线脉冲星的系统。这是已知的第一个此类物体。当吸积完全停止时，它很可能会变成毫秒射电脉冲星。该源的位置与已知的瞬态X射线爆发源SAX J1808.4-3658重合，这也使其成为第一颗表现出热核X射线爆发的X射线脉冲星。
1998-04-21 astro-ph
Neutral current induced neutrino oscillations in a supernova
中性流引起的电弱活动（反）中微子到无菌中微子的物质振荡可以解释观测到的中微子运动。与最近提出的基于电子到τ（μ子）中微子振荡的脉冲星诞生速度的解释相反[hep-ph/9606428]，最重的中微子（无论是活性的还是无活性的）必须具有几keV的质量。
1997-01-16 astro-ph hep-ph
Phase Transition Between superfluid and Normal states of Neutrons in Neutron Stars--The Origin of Glitches of Pulsars
本文从中子星中3^P_2中子超流涡旋的磁偶极辐射加热中子星的机制出发，提出了一个描述正常中子费米流体和3^P_2中子超流涡旋之间的相变的中子相位振荡模型，其相变温度为T_{trans} =（5-6）\times 10^8 K.利用这个模型，我们可以对迄今为止观测到的大多数脉冲星毛刺现象给出定性的解释。
2005-01-07 astro-ph
Oscillating neutron star as a pulsar
本文将等离子体包围的旋转磁化导电球脉冲星“标准模型“的基本部分推广到振荡星的情形。考虑了Goldreich-Julian电荷密度、电磁能量损失以及粒子加速的极冠情景。尽管有相似之处，但旋转和振荡恒星的磁层之间存在着实质性的差异。以强干扰激发的中子星振荡为例，讨论了辐射脉冲星中粒子加速机制的畸变。
2004-11-02 astro-ph
Pulsar velocities due to a violation of the equivalence principle by neutrinos
我们考虑脉冲星的速度问题，并把它与一些非传统的中微子振荡机制的基础上违反等效原理的中微子。我们证明了在非普适张量中微子-引力耦合的情况下，所观测到的脉冲星速度可以用10^{-9}到10^{-10}能级上的违逆来解释，而在非普适标量中微子-引力耦合的情况下则没有解.中微子可以保持无质量，并且所需的磁场强度类似于传统质量振荡机制中的磁场强度。
1998-09-07 astro-ph hep-ph
The Nonradial Oscillation Node Precession of Neutron Stars
由于中子星的自转，中子星壳上非径向振荡的驻波波节将以一定的角速度绕自转极漂移。这被称为中子星的非径向振荡节进动。本文通过一阶近似估计了岁差速度，指出岁差速度仅取决于恒星的自转速度和球谐函数$l$的角阶数。假设振荡影响粒子从中子星极冠逃逸，使得驻波的波腹和波节区具有不同的辐射强度，通过对已被当作中子星的中子星的观测进行回顾，得到了几个不寻常的结论。例如，漂移的子脉冲周期$P_{3}$可以由子脉冲的宽度和阶数$l$得到;较大的速度漂移可能会产生平均脉冲轮廓的峰值结构;漂移产生的相邻周期之间的不相似辐射现象为一些脉冲上发现的脉冲间提供了合理的解释。
2005-06-28 astro-ph
The origin of pulsar velocities
我们最近提出了一个解释的诞生速度的质子中子星由于冷却的质子中子星的中微子振荡的不对称性。对这一机制的一个具体预测是，速度和磁场的相关性对于缓慢旋转的中子星来说应该更强，而对于周期小于1 s的中子星来说应该更弱。这一预测与数据的显著一致性有利于振荡机制，而不是对恒星自行的其他解释。
1996-08-15 astro-ph gr-qc hep-ph
Explanations of pulsar velocities
基于中微子振荡的几种机制可以解释在10^{14}-10 ^<$15} G量级的磁场下观测到的双极星的运动。
1999-03-11 astro-ph hep-ph
The characteristics of millisecond pulsar emission: II. Polarimetry
我们对北半球1410兆赫的毫秒双星进行了偏振监测观测。它们的发射特性与普通的光子晶体作了比较。虽然我们在论文I中证明了毫秒脉冲星具有相同的通量密度谱和相似的轮廓复杂性，但我们在这里提出的结果表明，毫秒脉冲星的轮廓不符合基于"正常“脉冲星的分类方案的预测。大量毫秒脉冲星剖面的频率发展与正常脉冲星的频率发展相比是异常的。此外，偏振特性表明，毫秒脉冲星的磁层可能不只是代表正常脉冲星磁层的比例版本，支持论文I的结果。然而，诸如强度和偏振两者的模式改变活动的现象在这里首次被认识到（例如，J1730- 2304）。这表明，虽然基本的发射机制仍然不敏感的旋转周期，条件，根据规范的脉冲星模型，调节无线电发射，可能会满足在毫秒脉冲星磁层的不同区域。至少有三种类型的模型被提出来描述毫秒脉冲星磁层。这些模型的预测与观察结果的比较表明，个别情况下，更好地解释不同的过程。然而，我们发现，毫秒级恒星可以根据共同的发射特性进行分组，这一分组有待未来多频观测的验证。
1998-01-19 astro-ph
Quasi-periodic X-ray brightness fluctuations in an accreting millisecond pulsar
相对论等离子体流到中子星上，中子星从恒星伴星吸积物质，可以用来探测强场引力以及中子星超核密度内部的物理条件。等离子体的不均匀性在恒星上方几公里的轨道上运行，可以观察到X射线在毫秒级动力学时间尺度上的亮度波动。千赫范围内的两个频率主导着这些波动：双千赫准周期振荡（kHz QPO）。这些振荡起源的竞争模型（基于轨道运动）都预测它们应该与恒星的自旋频率有关，但测试一直很困难，因为自旋并不明确。在这里，我们报告的检测kHz QPO脉冲星的自旋频率是已知的。我们的测量建立了kHz QPO和恒星自旋之间的明确联系，但没有任何当前模型预测。现在需要一种新的方法来理解kHz QPO。我们认为自旋和广义相对论轨道和周转频率之间的共振可以提供所观察到的QPO和自旋之间的关系。
2003-07-07 astro-ph
The X-ray binary 2S0114+650=LSI+65 010:A slow pulsar or tidally-induced pulsations?
X射线源2S 0114 +650=LSI+65 010是一个双星系统，它包含一个B型主星和一个低质量伴星，伴星被认为是一颗中子星。该系统有3个周期：轨道周期P{orb}~11.6 d，X射线闪烁P{flare}~2.7 hr，“超轨道”X射线周期P{super}~30.7 d。本文的目的是表明，令人费解的周期性的系统可以解释的情况下，潮汐相互作用驱动振荡的B-超巨星。我们计算一层小的表面元素沿恒星赤道分布的运动方程的解，因为它们响应于由于气体压力，离心力，科里奥利力，粘性力和两颗恒星的引力。该计算提供了可与观测值进行比较的变异性时间尺度。此外，我们还利用1993-2004年期间在圣佩德罗-马尔蒂尔国家天文台（OAN/SPM）获得的观测数据来确定哪些周期性可能存在于光学区域。我们认为，潮汐振荡导致结构化的恒星风，当馈送到中子星，产生X射线调制。恒星振荡和物质抛射调制之间的联系可能在于由潮汐相互作用产生的切向运动所产生的剪切能量耗散，特别是在潮汐隆起区。潮汐振荡情景削弱了2S 0114 +650包含磁星后裔的情况。
2006-08-10 astro-ph
Multiple Imaging of PSR B1133+16 by the ISM
星际介质中电子密度不均匀性对脉冲星辐射的折射有时会产生脉冲星的多次成像，从而导致脉冲星动态谱记录中强度的周期性振荡。这类事件可以作为脉冲星磁层发射区的解析工具。在这里，我们描述的结果，从最近观察的双重成像事件PSR B1133+16，其中放置相当严格的限制发射区域的位置。我们的分析约束的散射对象的位置的壳的本地气泡。振荡的相位在整个脉冲中显示出显著的变化。在脉冲的两个边缘处，发射区的横向间隔的最小值被推断为3 × 10^5 m。这意味着最低排放高度为2.6 x 10^6米。条纹相位随脉冲经度的非单调变化被解释为该脉冲星正交偏振模发射区高度的变化。这与传播效应（例如折射）对正交模式负责的理论一致。
1999-03-23 astro-ph
Tidal Excitation of Modes in Binary Systems with Applications to Binary Pulsars
本文研究任意偏心率双星系统中模的潮汐激发。对于圆形轨道，模式通常经历周期等于轨道周期（$T$）的受迫振荡。对于偏心轨道，每个潮汐激发模式的振幅可以近似地写为随模式频率正弦变化的振荡项和遵循潮汐强迫函数的时间依赖性的“静态”项之和。振荡项随$\b$（定义为近星点通过时间与模式周期之比）的增加呈指数下降，而“静态”项则与$\b$无关。对于小$\b$模式（$\b \approx 1$），这两项是可比的，模式振幅的大小在轨道上几乎是恒定的。对于大的$\b$模式（$\b \gta$几个），振荡项与“静态”项相比非常小，在这种情况下，模式振幅，像潮汐力一样，随着距离的立方而变化。对于主序星，$p$、$f$和低阶$g$ -模通常具有大的$\b$，因此振荡幅度较小。高泛音$g$ -模式，然而，有小的重叠与潮汐强迫功能。因此，我们期望具有$\b \sim 1$的中间泛音$g$模式具有最大的振荡幅度.模式阻尼和恒星自转速率的依赖被认为是，以及轨道演化的影响。我们的工作应用到两个脉冲双星系统：PSR J 0045 -7319和PSR B1259-63。
1995-03-13 astro-ph
Evidence for a Millisecond Pulsar in 4U 1636-53 During a Superburst
我们报告的发现与正比计数器阵列上的罗西X射线定时探测器的高度相干582赫兹脉动在2001年2月22日（UT）"超级爆发“从4U 1636-53。在800 s间隔期间检测到脉冲，该间隔跨越脉冲串的通量最大值。在此区间内，重心振荡频率以单调方式从581.89 Hz增加到581.93 Hz。只要光学最大值大致与4U 1636-53中中子星的光学伴星--天坛座V801的上合相对应，那么预测的中子星在这段时间内的轨道运动就与这样的增长相一致。结果表明，对于中子星，速度为90 <vsin i < 175 km/s，分数相位为0.336 > p > 0.277的圆轨道可以很好地描述中子星的频率和相位演化。的平均脉冲轮廓是正弦曲线和时间平均的脉动幅度，从正弦曲线的半幅值推断是1%，小于在正常热核爆发中观察到的爆发振荡的典型值。我们没有检测到任何更高的谐波，也没有推定的290 Hz附近的次谐波。在次谐波和一次谐波处的信号幅度的90%上限分别为0.1%和0.06%。相干脉动为4U 1636-53中快速旋转的中子星提供了令人信服的证据，并进一步支持爆发振荡频率与中子星的自旋频率之间的联系。我们的研究结果提供了进一步的证据，一些毫秒恒星旋转通过吸积LMXB。我们还讨论了我们的轨道速度约束的4U 1636-53的组件的质量的影响。
2002-05-24 astro-ph
Gravitomagnetic Effects on Collective Plasma Oscillations in Compact Stars
利用均匀电中性等离子体的动力学理论，研究了在没有外加电场或磁场的情况下，重力磁力对等离子体振荡的影响。采用随机相位假设，忽略电子相对于固定离子背景的热运动。结果表明，重力磁场力降低了等离子体的特征频率，从而提高了介质的折射率。对典型的白矮星、脉冲星和中子星给出了预测效应的估计。
2005-05-11 astro-ph
Quasiperiodic oscillations in Cen X-3 and the long term intensity variations
利用Rossi X射线定时探测器（\it {Rossi X-ray Timing Explorer}}）的正比计数器阵列（PCA）对吸积动力X射线脉冲星Cen X-3的准周期振荡（QPO）特征进行了为期4年的观测。观测涵盖了宽范围的X射线强度的源超过二进制强度调制。我们已经检测到QPO在11个共81点的PCA与均方根强度波动高达10%。QPO峰值频率在40和90 mHz附近显示出聚类，QPO频率与X射线强度无关。这表明，要么（a）观测到的X射线亮度的源是不相关的质量吸积率或吸积盘的内半径或（b）QPO的产生机制在岑X-3是不同的拍频模型或开普勒频率模型，被认为是在大多数其他瞬态和持久的X射线天体运行。我们还发现，在40 mHz的QPO特征的均方根变化是不依赖于X射线的能量，这表明盘吸收有关的起源QPO是不可能的。
2008-06-05 astro-ph
Timing Features of the Accretion--driven Millisecond X-Ray Pulsar XTE J1807--294 in 2003 March Outburst
为了探讨盘内流的活动及其对中子星表面辐射的影响，利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对毫秒X射线脉冲星XTE J1807- 294的观测数据进行了定时分析，重点研究了其在X射线强度、硬度比、脉冲轮廓和功率密度谱等方面的相关行为.在2003年3月的一次衰减爆发的顶部，观测到该源有一系列广泛的“微小”耀斑，时间尺度为数小时至数天。在耀斑中，光谱被软化，脉冲轮廓变得更加正弦。发现千赫兹准周期振荡（kHz QPO）的频率与耀斑中的X射线计数率呈正相关。耀斑中观察到的这些特征可能是由于吸积流的不均匀性造成的。在$\sim 2%-14%$的范围内，分数脉冲幅度随耀斑强度的增加而增加，与毫秒X射线脉冲星XTE J 1814 - 338的热核爆发相当，而在正常状态下，分数脉冲幅度保持在6.5%左右。“微小”耀斑脉冲轮廓的这种显着变化可能反映了内盘吸积区物理参数的变化。此外，我们注意到kHz QPO频率和分数脉冲幅度之间的总体正相关性，这可能是第一个证据，表明中子星表面发射特性对盘流不均匀性非常敏感。在爆发振荡研究中应谨慎考虑这种影响。
2006-02-24 astro-ph
Discovering Light Pseudoscalar Bosons in Double-Pulsar Observations
轴子只是一种新粒子--称为轻赝标玻色子（LPB）--被标准模型的许多现实扩展所预测。我们提供了一个有点教学审查其主要属性，特别强调他们在一个光束在一个外部磁场，如光子LPB振荡，双折射和二向色性旅行中引起的影响。此外，我们讨论了一种新的策略，从而可以发现LPB的某些二元中子星系统的高精度观测。基本上，在几乎从边缘观察的双脉冲星中，当其中一颗脉冲星穿过伴星的磁层时，光子LPB振荡可以引起其中一颗脉冲星发射的光束的特征衰减模式。根据LPB质量及其双光子耦合常数的实际值，在即将到来的GLAST任务中，可以在$γ$射线波段看到这种效应。我们还表明，这种方法提供了一个显着的交叉检查最近的说法，由PVLAS合作的存在一个新的LPB。
2006-12-07 astro-ph hep-ph
