A Neutron Star with a Massive Progenitor in Westerlund 1
我们报告在年轻的大质量银河星团Westerlund 1中发现了一颗X射线脉冲星。在2005年5月22日和6月18日的两次钱德拉观测中，我们从星团中最亮的X射线源CXO J164710.2-455216探测到了相干信号。脉冲星的周期为10.6107（1）s。我们对Pdot<2 e-10 s/s的周期导数设置了上限，这意味着自旋下降的光度是Edot<3e 33 erg/s。该脉冲星的X射线光度为LX = 3（+10，-2）e33（D/5 kpc）^2 erg/s，光谱可用一个kT = 0.61+/-0.02 keV、半径R_bb = 0.27+/-0.03（D/5 kpc}）km的黑体来描述。深红外线观测没有发现K<18.5的对应物，这排除了M>1 Msun的双星伴星。综合起来，脉冲星的性质表明它是一颗磁星。慢X射线双星的稀有性和CXO J164710.2-455216距离Westerlund 1核心仅1.6'的位置表明它是该星团的成员，置信度>99.97%。Westerlund 1包含初始质量M_i=35 Msun的07 V恒星和>50颗后主序星，表明该星团的年龄为4+/-100万年。因此，这颗脉冲星的前身星的初始质量M_i>40 Msun。这是对中子星前身质量的少数观测极限中最可靠的结果。
2006-01-26 astro-ph
Gamma Ray Burst progenitors - a case for helium star mergers
近年来，伽马射线暴（GRB）的研究主要集中在揭示爆发机制的本质和寻找GRB的起源。提出了几种类型的伽玛暴的祖细胞。最有希望的天体是双星、致密双星、氦星合并和最近讨论的超新星。本文考虑了四种可能的伽玛暴的双星祖先：双中子星（NS-NS）、黑洞中子星（BH-NS）、黑洞白矮星（BH-WD）合并和氦星合并（He-BH）。氦星合并是一个紧凑的物体进入一个有氦核的巨星的包层的共同包层演化的可能结果。使用人口合成，我们计算的双祖星的数量，并表明BH-WD和氦星合并占主导地位的建议的双祖星的人口。通过比较不同双星并合星系在其诞生星系周围的分布，以及它们的宿主星系中GRB余辉的局部化，发现只有氦并合可能是产生GRB余辉的原因，而NS-NS、BH-NS和BH-WD系统则不可能是GRB的祖先。假设所有的伽玛暴都来自氦星并合，并将氦星并合的数目与观测到的BATSE伽玛暴率进行比较，我们可以得出伽玛暴准直度的上限为4度。
2000-11-08 astro-ph
Black Hole-Neutron Star Binary Merger Calculations: GRB Progenitors and the Stability of Mass Transfer
在非微扰广义相对论框架下，计算了合并黑洞-中子星双星的第一次动力学演化。利用共形平坦近似，研究了潮汐扰动半径相对于黑洞视界和最内层稳定圆轨道（ISCO）的位置对系统定性演化的影响.基于简单的参数，我们表明，对于二元质量比q>~0.24，潮汐扰动发生在ISCO之外，而q<~0.24则相反。当潮汐破裂发生在离ISCO足够远的地方时，质量从中子星不稳定地转移到黑洞，导致中子星的完全破裂。当ISCO内发生轻微的潮汐破裂时，我们发现一些质量在黑洞周围形成一个极热的盘。在这种情况下产生的配置是短硬伽马射线暴的祖先的优秀候选者。
2006-05-19 astro-ph gr-qc
The Non-Monotonic Dependence of Supernova and Remnant Formation on Progenitor Rotation
核心坍缩的传统模型表明，超新星爆炸成功与否，中子星形成与否，黑洞形成与否，都单调地取决于母星的质量（和金属丰度）。在这里，我们认为，成功或失败的爆炸或其他可能的结果的问题可能取决于非单调的祖星的旋转，即使在固定的祖星质量和组成。我们计算了一颗15 M太阳质量的恒星，初始中心角速度Ω_0在0.1 - 8 rad/s范围内，直到反弹后几百ms的核坍缩的“壳细胞”模型，以探索定性的趋势。这种非单调行为将表现在原中子星的旋转中，因此也表现在旋转环境中剪切产生的相关磁场的强度中。我们估计，我们的最大旋转和剪切模型产生的环形场接近或超过10^17G，强度接近动力学意义。
2005-05-02 astro-ph
An Infrared Survey of Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae
我们目前正在进行的调查结果的红外线发射线的中子捕获元素硒和氪在银河系行星状星云（PNe）。Se和Kr可能产生于PN祖星的渐近巨星分支（AGB）阶段的s-过程的初始阶段，并在PN抛射之前通过对流疏浚带到表面。因此，PNe中Se和Kr丰度的富集表明，S-过程和疏浚是活跃的祖星。我们已经检测到的发射线[Kr III] 2.199和[Se IV] 2.287微米，在68 119银河PNe，并使用这些线通量，以获得离子和总元素丰度。利用电离校正因子Se^{3+}/Se = Ar^{++}/Ar和Kr^{++}/Kr = S^{++}/S，我们发现Se和Kr的丰度范围从接近太阳到富集5-10倍，这意味着在祖星中不同程度的疏浚效率。我们已经搜索了N-捕获元素丰度和其他星云属性之间的相关性，并发现，PNE与沃尔夫-拉叶中心恒星往往表现出更高的Se和Kr丰度比其他星云。双极星云，被认为是产生于最大质量的PN祖先，可能有较低的n-捕获丰度比椭圆形PNE。
2004-08-25 astro-ph
Exploring the Divisions and Overlap between AGB and Super-AGB Stars and Supernovae
我们讨论的质量范围内，我们发现AGB和超级AGB星。最大质量的超AGB星是II型核心坍缩SNe的候选祖先。我们讨论了两颗超新星SN 1980 K和SN 2003 gd对超AGB星质量上限的限制。
2004-09-24 astro-ph
Self-consistency of relativistic observables with general relativity in the white dwarf-neutron star binary pulsar PSR J1141-6545
本文报道了相对论性脉冲双星PSR J 1141 -6545的计时测量结果，这些测量结果限制了其组成质量，并证明了轨道周期导数\dot Pb =（-4+/-1 x10 ^-13）与广义相对论描述的引力波发射是一致的.中子星及其伴星的质量分别为1.30+/-0.02 Mo和0.986+/-0.020 Mo，这表明它是一颗白矮星伴星，并扩展了广义相对论可以正确描述的系统范围。从演化的角度来看，PSR J1141-6545的前身质量应该接近产生中子星的最小值。它的质量比其他中子星的平均值低两个标准差，这表明了祖先和残余质量之间的关系。
2003-07-27 astro-ph
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
A Study of Compact Object Mergers as Short Gamma-ray Burst Progenitors
本文从理论上研究了双致密天体作为潜在的短/硬伽马射线暴（GRB）的起源。用改进的粒子数合成程序StarTrack计算了双中子星和黑洞中子星双星的性质。我们得到它们的形成率，估计合并时间，并最终预测它们最可能的合并位置和余辉性质的不同类型的宿主星系。我们的研究结果与最近HETE-II和SWIFT观测到的几个短爆发进行了直接比较，其中检测到了余辉和宿主星系。我们还讨论了可能的限制，这些意见把双紧凑物体形成的进化模型。我们强调，我们的双紧凑物体模型可以成功地在两个年轻的恒星形成星系（例如，GRB 050709和GRB 051221 A），以及旧的椭圆形主机（例如，GRB 050724和可能的GRB 050509 B）
2006-05-27 astro-ph
Dynamics and neutrino signal of black hole formation in non-rotating failed supernovae. II. progenitor dependence
继Sumiyoshi et al.（2007）对单祖先模型的研究之后，我们研究了非旋转大质量恒星引力坍缩中黑洞形成及其相关中微子信号的祖先依赖性。我们的目标是澄清是否朝着黑洞形成的动力学演化发生在以相同的方式为不同的祖先，并检查是否中微子爆发的特点是一般具有短的持续时间和迅速增加的平均能量。本文采用广义相对论中微子辐射流体力学方法对40 Msun和50 Msun的前超新星模型从坍缩到收缩的原中子星形成黑洞的动力学演化过程进行了数值模拟。对于本文所研究的三个先驱模型，我们发现黑洞的形成都是在核反弹后约0.4-1.5 s内，通过原中子星质量的增加以及短而高能的中微子爆发而实现的。我们发现，原始中子星的密度分布对确定原始中子星的吸积速率和中微子爆发的持续时间是很重要的。比较了不同起源的黑洞形成事件的中微子爆发，并讨论了我们是否能清楚地探测起源物质和/或致密物质。
2008-08-04 astro-ph nucl-th
Double Neutron Star Systems and Natal Neutron Star Kicks
我们研究了银河系盘中发现的四个双中子星系统的直接祖先的轨道特征和出生踢赋予中子星。分析第二次超新星爆炸对轨道动力学的影响，结合最近对中子星快速吸积的模拟结果，我们得出结论，如果爆炸是对称的，所观察到的系统就不可能形成。如果射电脉冲星同伴在出生时就被踢，它们的形成就成为可能。我们确定的约束所施加的直接祖先的观测到的双中子星和计算的范围内，他们的二元特性（轨道分离和质量的爆炸星）的限制。我们还研究了这些限制的反冲速度的大小和时间的依赖关系，因为第二次爆炸。对于每一个双中子星，我们导出了它们形成所需的最小反冲量，对于两个在近轨道上的系统，我们发现它超过200 km/s。我们还对双中子星的质心速度设定了下限，发现它们与当前自行观测结果一致。
1997-06-03 astro-ph
A Stellar Wind Bubble Coincident with the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937: Are Magnetars Formed From Massive Progenitors?
我们提出了21厘米HI观测从南银河平面调查的领域周围的异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937，源的X射线属性意味着它是一个高度磁化的中子星（“磁星”）。这些数据揭示了一个膨胀的氢壳层，GSH 288.3-0.5-28，以1 E 1048.1-5937为中心，直径为35 x23 pc（距离为2.7 kpc），膨胀速度约为7.5 km/s。我们认为GSH288.3 -0.5-28是一个由30-40 M_（太阳）恒星吹出的风泡，但没有这样的中心恒星。我们认为GSH 288.3-0.5-28是由1 E 1048.1-5937的大质量祖先吹出的风泡，因此提出磁星起源于比射电磁星更大质量的祖先。这可能是中子星的初始自旋周期与其前身质量相关的证据，也意味着磁星的诞生率只是射电中子星的一小部分。
2005-01-26 astro-ph
Neutron Star Formation and Birth Properties
从理论家的角度简要回顾了我们目前对中子星形成、祖星和出生质量、自旋、磁场和空间速度的了解。迫切需要更多的观测信息来限制理论上的可能性。
2004-02-09 astro-ph
Origin of neutron star magnetic fields
中子星磁场的可能起源包括来自主序祖星的遗传和祖星进化某个阶段的发电机作用。遗传不足以解释磁星的磁场。能量方面的考虑指出，在核心坍缩过程的最后阶段，差异旋转是最有可能产生磁场的来源，至少对磁星来说是这样。一个指数增长的失控阶段需要在核心坍缩的相关阶段实现足够的场放大;它可能由某种形式的磁旋转不稳定性提供。一旦在地核坍缩中形成，磁场就有因磁不稳定性而再次衰减的危险。本文讨论了新形成的中子星中磁场的演化，着重讨论了作为这种演化的最终产物的稳定平衡位形的存在，以及磁螺旋度在它们存在中的作用。
2008-04-28 astro-ph
Discovery of two magnetic massive stars in the Orion Nebula Cluster: a clue to the origin of neutron star magnetic fields?
中子星中磁场的起源，以及磁星和强磁化射电星之间的物理差异，仍处于激烈的争论之中。有人认为，中子星的祖先（大质量OB星）的性质，如旋转，磁场和质量，可能在导致II型SNe的核心坍缩的结果中起着重要的作用。因此，了解OB星祖先的磁性，对于限制导致中子星诞生的恒星演化模型，将是一个重要的资产。在这里，我们提出了一个广泛的研究的开始，其目标是表征主序星的磁性大质量OB星。我们报告了在猎户座星云星团中发现的两颗新的大质量磁星：Par 1772（HD 36982）和NU Ori（HD 37061），估计的偶极极强度（1 σ误差棒）分别为1150（+320，-200）G和650（+220，-170）G。
2008-03-18 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
Galactic distribution of merging neutron stars and black holes - prospects for short GRB progenitors and LIGO/VIRGO
为了研究大质量双简并双星的性质，我们对大量（2000万）双星系统进行了详细的布居合成。我们在我们的输入物理中包括了新的重要结果，以获得更可靠的合并时间尺度和相对形成率的估计。这些改进包括在一个共同的信封，氦星演化和减少踢赋予新生黑洞的结合能的精细处理。伽玛射线暴余辉的发现和观测以及宿主星系的识别，使理论上的合并网站的分布与观测到的余辉位置相对于宿主星系的分布进行了比较。为了帮助调查的物理性质的短期和长期的伽玛暴，我们计算的距离合并中子星（NS）和/或黑洞（BH）从他们的宿主星系的中心，结合银河系的运动势的形成方案预测。此外，我们估计了这些大质量双简并双星的形成率和合并率。后者对于LIGO/VIRGO探测引力波的前景非常重要。我们发现LIGO II的预期检测率为每年约850个银河场源，并且这个速度完全由合并BHBH双星主导。即使是LIGO I也可能探测到这样的事件（每年约0.25次）。我们的首选模型估计银河系NSNS合并率约为每年1.5*10^（-6）。对于BHBH系统，该模型预测每年的合并率约为9.7*10^{-6}。我们的研究还揭示了一个积累的非常宽的轨道BHBH系统，从来没有合并（t >> t_哈勃）的人口众多。
2003-03-11 astro-ph
The Observed Offset Distribution of Gamma-Ray Bursts from Their Host Galaxies: A Robust Clue to the Nature of the Progenitors
我们提出了一个全面的研究，以测量相对于其宿主星系的伽马射线暴（GRB）的位置。总的来说，我们找到了20个长持续时间的伽玛暴从他们的明显的宿主星系中心利用地面图像从帕洛玛和凯克和空间为基础的图像从哈勃太空望远镜（HST）的偏移。中位投影角（物理）偏移量为0.17弧秒（1.3千秒差距）。由单个主机半光半径归一化的中位偏移量为0.98，表明GRB位置与其主机的UV光有很强的联系。这为伽玛暴与恒星形成的联系提供了强有力的观测证据。我们比较观察到的偏移分布与指数盘，一个模型的位置的Escherosar。统计比较显示出良好的一致性，与Kolmogorov-Smirnov概率，所观察到的偏移来自模型分布P_KS = 0.45。我们还比较了观测到的伽玛暴偏移与延迟合并残余祖先（黑洞-中子星和中子星-中子星双星）的预期偏移分布。我们发现，延迟合并的残余祖细胞，只要从人口合成研究预测的偏移分布是有代表性的，可以排除在2 × 10 ^{-3}水平。这可以说是最强的观测约束，但对延迟合并残留物的祖先长持续时间的伽玛射线暴。在这项研究的过程中，我们还发现了GRB 990510和GRB 990308的档案HST数据推定的宿主星系。（摘要删节）
2001-11-29 astro-ph
Discovery of Two Relativistic Neutron Star-White Dwarf Binaries
我们在相对论轨道上发现了两颗回收的恒星，这是对银河系中纬度地区进行的第一次高频调查的一部分。PSR J 1157 -5112是一颗44毫秒脉冲星，也是第一颗有超大质量（M > 1.14 Mo）白矮星伴星的再循环脉冲星。毫秒脉冲星J1757-5322是一个相对论性圆轨道系统，在小于9.5 Gyr的时间内，由于引力辐射的发射，它将合并。在40颗已知的圆形轨道双星中，J1757-5322和J1157-5112的轨道速度最高。现在有三个局部中子星/白矮星双星将在不到一个哈勃时间内合并，这意味着这些物体在局部宇宙中的合并速率很大。像J1141-6545（Kaspi等，2000）这样的系统是潜在的伽马射线暴的前身，并控制着聚结速率，而较轻的系统则是具有行星或超低质量伴星的毫秒暴的绝佳前身。
2000-10-30 astro-ph
Neutron Star Birth Rates
任何提出的进化方案都必须通过一个关键的测试，那就是我们所看到的来源的出生率是否能被提出的祖先种群所维持？在这篇综述中，我调查的方法来确定正常和毫秒射电恒星的出生率，并总结了最近的结果，这两个不同的中子星人口。
1999-11-30 astro-ph
MeV-GeV emission from neutron-loaded short gamma-ray burst jets
最近对短伽马射线暴余辉发射的发现表明，中子星双星或黑洞-中子星双星合并可能是这些短暴的祖先。中子星物质的吸积和随后由中央引擎喷出意味着富含中子的外流。本文考虑了一个相对论性的富中子相对论性喷流短暴模型，研究了中子和质子相互解耦时的高能中微子和光子发射。我们发现，即将到来的中微子望远镜是不可能检测到50 GeV的中微子在这个模型中预期。对于z~0.1的爆发，我们发现GLAST和地面切伦科夫望远镜应该能够分别检测到100 MeV和100 GeV的光子信号，这可能有助于测试中子星合并的祖先识别。
2006-06-28 astro-ph hep-ph
Infrared Observations of Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae
我们目前正在进行的调查银河系行星状星云（PNe）的红外发射线[Kr III] 2.199和[Se IV] 2.287微米的结果。氪和硒可能是在PN祖星的渐近巨星分支（AGB）阶段通过缓慢的中子捕获核合成（“s过程”）产生的，并在PN喷射之前通过对流疏浚带到表面。我们检测到的114个银河系PNE中的65个硒和氪的发射，并使用线通量来推导离子丰度。我们采用基于电离势符合的电离校正因子来计算总元素丰度，并讨论了设计用于测试这些校正的准确性的光电离模型。我们的目标的硒和氪的丰度范围从大约太阳能富集的一个因素为5，这表明不同程度的疏浚和S-过程的效率在祖星。在表现出Se和Kr发射的Pne中，我们发现这些元素的相对丰度通常与s过程核合成理论模型的预测一致。我们研究我们的结果之间的相关性S-过程的丰富和其他星云的属性，如CNO丰度，形态和中央恒星的特点。具有沃尔夫-拉叶中心恒星的PNE往往比其他星云表现出更高的Se和Kr丰度。双极星云，被认为是产生于最大质量的PN祖先，可能有较低的n-捕获丰度比椭圆形PNE。
2005-06-10 astro-ph
The Evolution of Relativistic Binary Progenitor Systems
相对论双星B1534+12和B1913+16的特征是轨道接近，双星间距约为3 R_ \sun。这样一个系统的前身是一个中子星，氦星双星。氦星有着强大的恒星风，能够通过吸积使其致密的伴星旋转起来。然后中子星的磁场降低到大约10^{10}高斯的观测值。由于脉冲星的寿命与其磁场成反比，因此，这种类型的演化增强了观测这种系统的可能性。我们将表明，在这样一个系统中的新生（蟹状）脉冲星可以通过吸积制动扭矩（即“螺旋桨效应”）和风引起的自旋上升率，达到接近观测值的平衡期。这样的过程发生在相对较短的氦恒星寿命内。此外，我们发现，这种进化的情况下，最终的结果强烈依赖于初始参数，特别是初始的二进制分离和氦星质量。事实上，大多数这样的系统最终都会进入脉冲星的“墓地”，只有一小部分被强烈回收。这一事实可能有助于调和理论上预期的出生率与相对论双星的有限观测。
2001-03-14 astro-ph
Short gamma-ray bursts from SGR giant flares and neutron star mergers: two populations are better than one
有越来越多的证据表明，当地人口的短持续时间伽马射线暴（sGRB），但它仍然有待观察，这是否是一个单独的人口更高的红移爆发。在这里，我们选择合理的亮度函数（LF）的中子星二进制合并和巨大的耀斑从软伽马重复（SGR），并结合理论和观测到的银河系内禀率，我们检查是否一个单一的祖先模型可以复制的整体BATSE sGRB数计数和本地人口，或是否需要一个双祖人口。虽然有很大的不确定性的内在率，我们发现，至少一个双峰LF组成的较低和较高的光度人口是需要复制的整体BATSE sGRB数计数和本地突发分布。此外，较低光度人口的最佳拟合参数与SGR巨型耀斑的已知特性吻合得很好，预测的数字足以解释先前对当地sGRB人口的估计。
2009-02-23 astro-ph
Neutron Star Population Dynamics.II: 3D Space Velocities of Young Pulsars
我们利用脉冲星的天体测量、距离和自旋降速数据：（1）估计三维速度分量、离银道面的诞生距离和单个天体的年龄;（2）确定空间速度分布和脉冲星祖先的标度高度;（3）检验脉冲星的自旋降速定律;（4）检验空间速度与其他脉冲星参数之间的相关性;（5）对产生高速中子星的机制提出了经验要求。我们的方法结合了测量误差，距离的不确定性，减速的银河系的潜力，和差分星系旋转。我们发现，祖先星的标度高度约为0.13kpc，三维速度分布为两个分量，特征速度分别为175（+20，-30）km/s和700（+200，-150）km/s，分别占总体的83%和17%。这些结果是不敏感的显式关系的时序和自旋年龄。我们推断，最可能的年代通常小于传统的自旋年龄的因素大到两个。我们评估的机制，产生高速中子星的速度分布函数。
1997-07-28 astro-ph
DQ white-dwarf stars with low C abundance: Possible progenitors
本论文主要研究贫氢白矮星的演化，目的是探索不同的初始包层结构对富氦、碳污染的DQ白矮星中碳丰度的影响。特别是，DQ与低检测到的碳丰度和PG 1159，极端水平分支，富氦的北冕座R星（RCrB）之间的进化联系进行了探索。我们提出了完整的进化计算，考虑到元素扩散的自洽处理，以及进入白矮星制度后的外层化学分层的祖星的期望。我们发现PG 1159星不可能与任何低碳丰度的DQ白矮星有关。相反，我们认为后者可能是巨大的富氦RCrB恒星的后代。
2006-02-08 astro-ph
A Brown Dwarf Companion for the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
BeppoSAX探测器揭示了银河核球中的一群微弱的中子星X射线瞬变。King解释说，这些中子星是从棕矮星（BD）吸积而来的，其时间平均质量转移速率< \dot M>为\approx 10^{-11} M_sun/年。我们发现，401赫兹吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的轨道参数支持这一假设。一个主序质量供体需要一个接近正面的倾角和一个< \dot M>高于观察到的倾角。然而，允许的倾斜度的范围是基本上放松和预测的传质速率是一致的，如果一个热的0.05 M_sun BD是供体观察。然后我们解释了填充罗氏叶所需的BD半径（0.13 R_ \sun）。所有瞬时吸积的中子星在静止时都有一个最小光度，这个最小光度由到中子星上的时间平均质量转移速率决定。我们表明，通过这种发射的BD的恒定加热可以保持较高的熵所暗示的0.13 R_ \sun半径。我们的工作支持的情况下，SAX J1808.4-3658是一个祖先紧凑的毫秒射电脉冲星双星（例如，像那些在47 Tuc中发现）。非常低< \dot M>的意味着这些射电星系的祖先是长寿命的（Gyrs）瞬态系统，而不是短寿命的（Myrs）爱丁顿有限的吸积物。因此，在47 Tuc的毫秒射电双星的吸积祖星群可能仍然存在，并与钱德拉一起发现。（节略）
2001-04-09 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 Radio Emission, X-ray Emission, and Hydrodynamics of G328.4+0.2: A Comprehensive Analysis of a Luminous Pulsar Wind Nebula, its Neutron Star, and the Progenitor Supernova Explosion
我们提出了银河系非热射电源G328.4+0.2获得的新的观测结果，以确定该源是脉冲星风星云还是超新星遗迹，以及在任何一种情况下，该源的物理特性。使用XMM获得的X射线数据，我们确认该源的X射线发射被大量吸收，并且具有由光子指数=2的幂律模型最佳拟合的光谱，没有热分量的证据，G328.4+0.2的X射线发射来自显著小于射电发射的区域，并且X射线和射电发射彼此显著偏移。我们还提出了一个新的高分辨率（7角秒）1.4 GHz的图像G328.4+0.2使用澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的结果，并使用帕克斯射电望远镜的无线电脉动的深入搜索。我们发现，射电辐射有一个平坦的频谱，虽然沿着G328.4+0.2的东部边缘的一些地区有一个陡峭的射电频谱指数~-0.3。此外，我们还得到了中心脉冲星的光度极限为L_{1400} < 30 mJy kpc ^2，假设距离为17 kpc。根据这些观测结果，我们测试，如果G328.4+0.2是一个脉冲星风星云（PWN）或一个大的PWN内的超新星遗迹（SNR）使用一个简单的流体动力学模型的PWN内的SNR的演变。根据分析结果，我们认为G328.4+0.2是一个年轻的（< 10000年）由低磁场形成的脉冲星风星云（<10^12 G）出生的中子星快速旋转（<10 ms），膨胀成一个未被检测到的SNR，由一个高能中子星形成。（>10^51尔格），低喷出物质量（M < 5太阳质…
2007-04-02 astro-ph
The Local Rate and the Progenitor Lifetimes of Short-Hard Gamma-Ray Bursts: Synthesis and Predictions for LIGO
最近发现的前四个短硬伽马射线暴（SHB）余辉表明，它们通常是由长寿命的祖先系统造成的。最流行的祖先模型调用合并的双中子星（DNS）双星或中子星-黑洞（NS-BH）系统。这些事件是引力波（GW）的强源，可能被地面GW观测站检测到。在这项工作中，我们结合人口普查的SHB观测精细的理论分析，进行严格的评估紧凑的二元模型。然后，我们探讨GW检测这些事件的影响。从测量的恒星形成率通过宇宙时间开始，我们考虑什么内在的光度和寿命分布可以重现已知的SHB红移和光度以及大BATSE SHB样本的峰值通量分布。我们发现：（1）典型的祖先寿命长。假设对数正态寿命分布，典型寿命>4[1] Gyr（2[3]σc.l.）。如果寿命分布是指数为η的幂律分布，则η>-0.5 [-1]（2[3] σc.l.）。这一结果很难与观测到的银河系DNS人口的性质相一致，这表明如果SHB确实是DNS合并的结果，那么观测到的银河系双星并不代表宇宙双星。(2)我们发现，当地的SHB发生率大于10 Gpc ^-3/年，可能还要高出几个数量级，明显高于先前的估计。(3)假设SHB确实是由紧凑型双星产生的，我们对LIGO和VIRGO事件发生率的预测是令人鼓舞的：当前设施检测到的机会不可忽略，而下一代观测站保证能同时检测到GW和SHB的电磁辐射。
2006-05-03 astro-ph
Beta decay radiation signature from neutron-rich gamma-ray bursts?
大质量恒星和中子星双星的核塌缩或黑洞-中子星双星合并可能分别是长和短持续时间伽马射线暴的前身。前者中的中子化物质和后者中的中子星物质被中央发动机喷出，这意味着富含中子的喷流。然而，一个自由中子在其静止坐标系中大约15分钟就可以β衰变成一个质子、一个电子（β）和一个反中微子。相对论电子的突然产生伴随着具有独特的时间和光谱特征的辐射。我们在这里计算了从富中子流出的所有β衰变电子集体发射的辐射特征。因此，对这种特征的探测不仅可以为相对论性伽马射线暴喷流中的中子，而且还可以为质子含量提供强有力的证据。
2006-06-09 astro-ph
Detecting supersymmetric Q-balls with neutron stars
被困在中子星或白矮星中的超对称Q球可能会导致恒星爆炸。在中子星中捕获Q球的可能性较小，但在中子星祖先中捕获的可能性比迄今为止假设的更大，使得中子星非常敏感的Q球“探测器”。白矮星只能在狭窄的参数范围内捕获潜在危险的Q球。
1998-06-22 astro-ph hep-ph
Head-On Collision of Neutron Stars As A Thought Experiment
完全相同的中子星从静止到无限远的正面碰撞需要在完全广义相对论中进行数值模拟才能得到完整的解。无畏的，我们提供了一个相对论，分析参数表明，在碰撞过程中，总是产生足够的热压力，以支持热残余物在准静态稳定平衡对崩溃之前，通过中微子排放缓慢冷却。我们的结论是独立的总质量的祖先，并保持即使残余大大超过最大质量的冷中子星。
1998-09-18 astro-ph gr-qc
