Predicting the Starquakes in PSR J0537-6910
我们报告超过7年的监测PSR J 0537 -6910，16毫秒脉冲星在大麦云云，使用的数据与RXTE获得。在这一运动中，脉冲星经历了23次频率突然增加（“毛刺”），总计超过6ppm的旋转频率叠加在其逐渐自旋d（nu）/d（t）= -2e-10 Hz/s上。从一个故障到下一个故障的时间间隔与第一个故障的幅度有很强的线性相关性，平均斜率约为400天ppm（每uHz 6.5天），因此这些间隔可以预测到几天之内，这在任何其他脉冲星中从未见过。所有的卫星上的小故障的大小似乎有一个上限，大约为40 uHz，1999年4月J 0537的小故障是迄今为止最大的。J 0537在故障期间的自旋下降变化Delta（d（nu）/d（t））似乎具有相同的硬下限-1.5e-13 Hz/s，与在所有其他恒星中观察到的相同。从长期来看，自旋下降继续增加，d（d（nu）/d（t））/d（t）= -1e-21 Hz/s/s，因此J 0537的计时年龄（-0.5 nu d（nu）/d（t））继续以每年近一年的速度减少，这与其磁矩每10，000年远离其旋转轴一弧度，或每年约一米的运动相一致。J 0537可能是作为一个以75-80 Hz旋转的近对齐旋转器诞生的，|d（nu）/d（t）|远小于其当前值2 e-10 Hz/s。J 0537的脉冲曲线由单个脉冲组成，发现其峰值平坦至少0.02个周期。
2006-10-31 astro-ph
Probing the Neutron Star Interior with Glitches
为了约束中子星的结构性质和致密物质的状态方程，我们研究了船帆座脉冲星和其他六颗中子星中发生的突然自旋起升和毛刺。我们提出的证据表明，故障代表了一个自我调节的不稳定性，恒星准备在等待时间。船帆座小故障的角动量要求表明，至少有1.4%的恒星的转动惯量驱动这些事件。如果故障起源于内地壳的液体，那么对于1.4个太阳质量的质量来说，船帆座的“辐射半径”$R_\infty$必须超过~12公里。孤立的中子星RX J18563-3754是一个有希望的候选者，为确定的半径测量，并提供了进一步的致密物质和故障的起源我们的理解。
2000-01-14 astro-ph
High time resolution observations of the January 2000 glitch in the Vela pulsar
脉冲星是旋转的中子星，从磁极扫过我们视线中的发射区。孤立的中子星通过偶极辐射和（可能的）粒子风失去角动量，因此它们非常稳定地减速，使它们成为最可靠的计时源之一。然而，众所周知，年轻的恒星可能会出现故障，当它们突然偏离稳定的旋转周期时。在2000年1月16日（MJD 51559），船帆座脉冲星（B 0833 -45）的脉动率显示了这样一个{ \rm $3.1\times 10^{-6}$ }的分数周期变化，这是该脉冲星记录的最大值。霍巴特射电望远镜发现并报告了这一故障。迅速宣布允许X射线望远镜钱德拉和其他人进行机会目标观测。该数据将从原始时期到新时期的过渡时间上限定为40秒。四个弛豫时间尺度被发现，这被认为是由于地壳和内部流体之间的变量耦合。其中一个非常短，大约60秒;其他人以前曾报道过，长度分别为0.56，3.33和19.1天。
2002-01-02 astro-ph
High time resolution observations of a Vela glitch
脉冲星是旋转的中子星，从磁极扫过我们视线中的发射区。孤立的中子星通过偶极辐射和（可能的）粒子风失去角动量，因此它们非常稳定地减速，使它们成为最可靠的计时源之一。然而，众所周知，年轻的恒星可能会出现故障，当它们突然偏离稳定的旋转周期时。在2000年1月16日（MJD 51559），船帆座脉冲星（B 0833 -45）的脉动率显示了3.1 x 10^{-6}的周期变化，这是该脉冲星记录的最大值。霍巴特射电望远镜发现并报告了这一故障。迅速宣布允许X射线望远镜钱德拉和其他人进行机会目标观测。数据将从原始周期到新周期的过渡时间上限定为40秒。四个弛豫时间尺度被发现，这被认为是由于通过内部结构的惯性转移。其中一个非常短，大约60秒;其他人以前曾报道过，长度分别为0.56，3.33和19.1天。
2001-11-21 astro-ph
Starquake-induced Magnetic Field and Torque Evolution in Neutron Stars
持续增加的自旋下降率抵消看到伴随着小故障的螃蟹和其他行星表明增加的自旋下降扭矩。我们解释这些偏移是由于恒星旋转下降时发生的星震，刚性地壳变得不那么扁圆。我们研究地壳中应变的演化、星震的发生，以及磁场和扭矩演化的可能后果。地壳破裂是由于赤道物质在恒星周长减小的压力下发生剪切，物质沿着向赤道倾斜的断层向高纬度移动。星震最有可能起源于旋转赤道上离磁极最远的两点之一。材料沿着与磁极大致对齐的断层断裂。我们认为，当星震扰动恒星的质量分布，产生角动量和自旋轴的错位时，就会出现观测到的偏移。随后，阻尼进动到一个新的旋转状态增加的角度α之间的旋转和磁轴。由此产生的外部扭矩的增加表现为自旋下降速率的永久性增加。重复的星震会继续增加α，使脉冲星更像一个正交旋转体。
1998-05-08 astro-ph
ROSAT Observations of the Vela Pulsar
ROSAT HRI用于监测船帆座脉冲星的X射线发射。6次观察时间跨度为2-1/2年，有3次故障。的总和数据产生的脉冲形状的确定，和X射线发射的脉冲星被发现是12%的脉冲与一个宽和两个窄峰。一个观察发生在一个大故障后15天。没有观察到脉冲结构的变化，X射线光度的任何变化（如果存在）均小于3%。对中子星结构的影响进行了讨论。
2000-04-03 astro-ph
Two decades of pulsar timing of Vela
普莱森特山天文台的脉冲星计时主要集中在船帆座上，船帆座每天可以被跟踪18个小时。这些几乎连续的计时记录延续了24年，使我们能够更深入地了解计时噪声、微小故障和其他更奇特的影响。特别是，我们报告的毛刺参数的2004年事件，随着重新确认的船帆座脉冲星的自旋瞬间发生的数据的准确性。这使得脉冲星加速到新的旋转频率的下限约为30秒。我们还确认了船帆座的低制动指数，以及该脉冲星DM的持续下降。
2006-12-14 astro-ph
Pulsar Constraints on Neutron Star Structure and Equation of State
为了约束中子星的结构性质和致密物质的状态方程，我们研究了船帆座脉冲星和其他六颗中子星中发生的突然自旋起升和毛刺。我们提出的证据表明，故障代表了一个自我调节的不稳定性，恒星准备在等待时间。船帆座小故障的角动量要求表明，至少有1.4%的恒星的转动惯量驱动这些事件。如果故障起源于内地壳的液体，那么对于1.4个太阳质量的质量来说，船帆座的“辐射半径”必须超过12公里。在不久的将来，对其他中子星是否服从这一约束的观测测试将是可能的。
1999-09-08 astro-ph
Are We Seeing Magnetic Axis Reorientation in the Crab and Vela Pulsars?
脉冲星的旋转轴和磁轴之间的角度$α$的变化会改变扭矩和自旋下降速率。我们发现，$α$的突然增加，与故障一致，可能是蟹状星云脉冲星故障后自旋下降率持续增加的原因。此外，$α$的变化率与蟹状星云脉冲星的变化率相似，这也是船帆座脉冲星制动指数非常低的原因。如果$α$随时间增加，则所有由传统制动模型得到的脉冲星年龄都被低估。中子星内部液体与外部扭矩的解耦不能解释船帆座低制动指数的原因。螃蟹的脉搏曲线的变化由于$α$的变化可能是可测量的。
1997-01-15 astro-ph
Pulsar Braking Indices, Glitches and Energy Dissipation In Neutron Stars
几乎所有具有异常正$\ddot Ω$测量值（对应于5 $<n<$ 100范围内的异常制动指数）的双星，包括所有具有观测到的大毛刺（$ΔΩ/Ω$ $>$ 10 $^{-7}$）以及毛刺后或毛刺间$\ddot Ω$测量值的双星，都遵循船帆座脉冲星中最初记录的$\ddot Ω$和毛刺参数之间的比例关系。负二阶导数值可以理解为遗漏或未解决的毛刺。我们讨论了故障率和先验概率的积极和消极的制动指数根据模型开发的船帆座脉冲星。这种行为支持普遍发生的中子星地壳和内部超流组件之间的非线性动力学耦合。在自旋下降率为$\dot Ω$的中子星中，动力学能量耗散的隐含下限是$\dot E_{diss}> 1.7 \times 10 ^{-6} \dot E_{rot}$。热光度和表面温度由于动力学能量耗散的老中子星，这是旋转的磁偶极子超出脉冲星死亡线。
2006-08-02 astro-ph
The Vela Pulsar and its Synchrotron Nebula
（摘要）我们提出了PSR B 0833 -45的高分辨率钱德拉X射线观测，这颗89毫秒的脉冲星与船帆座超新星遗迹有关。我们已经获得了两次观测，间隔一个月，以寻找脉冲星及其环境在其旋转频率出现极端故障后的变化。我们发现了一个清晰的星云，其环形形态与蟹状星云中观察到的非常相似，还有一个轴向的蟹状喷流。在这两次观测中，来自脉冲星的通量稳定在0.75%以内;脉冲星X射线通量增加的3 σ极限小于推断出的毛刺能量的~10^-5。我们用这个极限来约束毛刺模型和中子星结构的参数。我们确实发现了星云外弧的流量显著增加;如果与故障有关，则推断的传播速度> 0.7c，类似于蟹状星云小束的增亮。我们提出了一个解释船帆座同步加速器星云的X射线结构的基础上最初开发的蟹状星云的模型。与Crab模型不同的是，船帆座脉冲星风的磁化参数“sigma”可以取为1阶;这与磁场从脉冲星到星云的最简单MHD传输是一致的，其中B < 4 X 10^-4 G。我们回顾的影响，可能会提高的概率之间的自旋轴和空间速度的脉冲星，并推测，短周期，缓慢移动的脉冲星是最适合生产同步加速器星云与这种对齐的结构。
2001-03-30 astro-ph
Thermally-driven Neutron Star Glitches
我们研究了中子星对地壳内温度突然扰动的热响应和动力学响应。在恒星的演化过程中，星震和其他过程可能会沉积$\gap 10^{42}$尔格，导致显著的内部加热，并增加地壳和恒星中更快速旋转的中子超流体之间的摩擦耦合。通过数值模拟，我们研究了由能量沉积产生的热波的传播，内部超流体的诱导运动，以及由此产生的地壳自旋演化。我们发现，能量沉积的$\sim 10^{40}$尔格产生逐步自旋以上的定时噪声水平，而较大的能量沉积产生突然的自旋跳跃类似脉冲星毛刺。对于一颗温度在船帆座脉冲星观测范围内的恒星，$\sim 10^{42}$尔格的能量沉积会在几分钟内产生一个大的自旋上升，类似于船帆座的“圣诞”故障。在一个更年轻、更热的"蟹状“恒星中，类似的能量沉积会在$\sim 1$天内产生一个较小的自旋，类似于1989年部分时间分辨的蟹状星故障。
1995-08-04 astro-ph
The glitches of the Anomalous X-ray Pulsar 1RXS J170849.0--400910
本文报道了用RXTE正比计数器阵列对异常X射线脉冲星1RXSJ170849.0-400910的观测资料进行的时序分析。我们检测到一个新的大故障（Δ nu / nu ~ 3 x 10^-6），它发生在2001年3月27日至2001年5月6日之间，伴随着自旋下降速率的大幅增加（Δ nudot/nudot ~ 0.3）。从先前检测到的毛刺到新的自旋上升的大幅度的短时间（1.5年）使这个源成为最频繁的毛刺之一，具有大的平均毛刺幅度，类似于船帆座脉冲星。源显示不同的恢复后的毛刺：在第一个很好地描述了一个长期的线性趋势，类似于在Vela类毛刺;在第二种情况下，恢复是相当快，更好地描述了一个指数加上一个分数的变化，在长期的自旋下降率的顺序为1%。未检测到后者的回收率，但需要进行额外观察以确认该结果。观测到的毛刺特性进行比较，无线电脉冲星毛刺，目前的模型进行了讨论，根据我们的研究结果。看来，小故障可能代表了AXP的另一个特点。基于星震的模型似乎更倾向于定性。其他模型可以应用于个别故障，但无法解释两者。因此，这两个事件也可能产生于两种不同的机制。
2003-08-21 astro-ph
Simulations of Glitches in Isolated Pulsars
许多射电天文学家都表现出恒星的自转速率增加了$\sim 10^{-10} - 10^{-6}$的小故障。闪变被归因于中子星外壳和其超流内部之间的变量耦合。为了区分对毛刺现象的不同理论解释，我们研究了中子星对存在于超流内部的涡旋阵列的两种扰动的响应：1）由地壳突然加热引发的钉扎到内部地壳核的涡旋的热运动，（例如，星震），以及2）涡旋的机械运动，（例如，由超流体应力引起的地壳破裂）。这两种机制都产生了可接受的适合毛刺观测在四个脉冲星，除了1989年的螃蟹脉冲星，这是最适合的热激发模型的毛刺。这两个模型对内部热量的产生和随后的表面辐射的增强做出了不同的预测。机械故障模型预测温度升高可忽略不计。对于一个纯的和高传导性的地壳，热故障模型预测表面温度增加多达$\sim$ 2%，发生在故障后几周。然而，如果地壳的热导率由于高浓度的杂质而降低，则在热故障之后大约十年，表面温度增加$\sim$ 10%。不纯地壳中的热故障与2000年1月船帆座脉冲星故障后的表面发射极限一致。未来与无线电观测相协调的地面发射测量将限制干扰机制和地壳的导电性。
2001-05-25 astro-ph
Pulsar observations at Mt. Pleasant
澳大利亚塔斯马尼亚州霍巴特的芒特普莱森特天文台正在进行两项脉冲星日常监测计划。一个涉及26米射电望远镜的新系统每天监测10个年轻的恒星，并专注于近实时的故障发现。这将允许机会目标观测测量中子星表面的故障后加热（Helfand，Gotthelf，& Halpern 2000）。这颗14米长的卫星继续对船帆座脉冲星进行第21年的日常监测，最近进行了全面的前端升级。这是在目前正在进行的后端设备升级之前。14米望远镜在2000年1月观测到船帆座脉冲星最近的一次故障，其时间分辨率是所有故障中最高的，并揭示了一个特别短期的衰变成分（Dodson，McCulloch，& Lewis 2002）。这种衰变成分将对恒星地壳与液体内部的耦合性质提供约束。
2002-11-01 astro-ph
Quaking Neutron Stars
引力、磁力和超流力会对演化中的中子星的外壳产生压力。地壳在这些应力下的破裂可能会影响恒星的自旋演化并产生高能辐射。我们研究了自旋下降的磁化中子星地壳中应变的增长，并研究了地壳破裂（{ \em星震}）的起源。在前期工作中（Link，Franco & Epstein 1998），我们研究了一个中子星的均匀模型。在这里，我们扩展这项工作，考虑一个更现实的模型，一个固体，均匀的地壳漂浮在液体核心。在天体物理学的兴趣的限制，我们的新结果定性同意从更简单的模型：在旋转赤道剪切应力下的恒星地壳断裂，物质移动到更高的纬度和恒星的扁率降低。磁应力有利于指向磁极的断层。因此，我们之前关于恒星自旋响应的结论仍然成立;即，物质的不对称再分配激发阻尼进动，最终可能导致自旋下降扭矩的增加。与故障相关的星震可以解释在至少三个恒星中观测到的周期导数中的永久{ \em偏移}。
1999-11-06 astro-ph
Pulse Profile Change Possibly Associated with a Glitch in an Anomalous X-Ray Pulsar 4U 0142+61
本文报道了ASCA观测到的反常X射线脉冲星（AXP）4U 0142 + 61中的一个类似毛刺的脉冲频率偏离简单自旋下降定律的现象。我们还发现了一个显着的脉冲轮廓变化后，推定的毛刺。毛刺参数类似于在另一颗AXP 1RXS J170849.0 $-$ 400910、船帆座脉冲星和其他射电望远镜中发现的参数。这表明，无线电收发器和AXP具有相同的内部结构和毛刺机制。然而，必须注意，脉冲频率异常也可以通过自旋下降速率（$\dot{P}$）的逐渐变化来解释，而不会引起毛刺。
2004-12-04 astro-ph
Quakes in Solid Quark Stars
在固体夸克星模型中，提出了脉冲星毛刺的星震机制。发现一般的毛刺性质（即，如果固体夸克物质具有高重子密度和低温度的剪切模量μ= 10^{30~34} erg/cm ^3和临界应力σ_c = 10^{18~24} erg/cm ^3的性质，则可以再现这种突变。毛刺后行为可以表示一种阻尼振荡。
2004-05-27 astro-ph hep-ph
Observations of a Series of Six Recent Glitches in the Crab Pulsar
从1995年到1999年，绿岸和乔德雷尔岸天文台每天监测蟹状星云脉冲星的无线电发射，发现了一系列六次突然的旋转自旋或故障，使这颗脉冲星自1969年以来观测到的故障数量翻了一番。通过这些观察，显著的螃蟹毛刺之间的时间间隔范围大大扩大，表明螃蟹毛刺的发生可能比以前认为的更随机。新的毛刺幅度（$Δν/ν$）跨越2e-9到3e-8的数量级。除了在一种情况下，我们建议可能代表一个"余震"的事件，频率跳跃显示指数恢复的时间尺度为$\sim$ 3天的小故障和$\sim$ 10天的最大（1996年）故障。在最大的事件中，一部分自旋被及时解决，就像之前报道的1989年的故障一样。频率导数的显著变化也发生在每个毛刺之后，并且与初始频率跳变的大小相关，尽管对于一些较小的毛刺，这似乎是暂时的影响。我们讨论了所观察到的螃蟹毛刺合奏的属性，并将它们与船帆座毛刺的属性进行比较，突出那些必须由进化模型解释的差异。
2000-10-01 astro-ph
Observational constraints on the Internal Structure and Dynamics of the Vela Pulsar
我们表明，在1988年“圣诞节”故障期间观察到的船帆座脉冲星的短自旋时间意味着脉冲星核心到地壳的耦合时间小于$\sim$ 10秒。Ekman泵作用不能解释快速的核壳耦合，需要更有效的核壳耦合。船帆座脉冲星的内部磁场可以提供必要的耦合，如果磁场以超过正常内部的$ 10^{13}$高斯和超导内部的$ 10^{11}$高斯的幅度穿过核心。这些下限支持了中子星内部含有超流中子和质子的假设，并挑战了脉冲星磁场在百万年时间尺度上衰减或磁通量在恒星减速时从核心排出的概念。
1996-02-26 astro-ph
A Glitch in an Anomalous X-ray Pulsar
本文报道了在Rossi X射线定时探测器的定时观测中发现的11 s反常X射线脉冲星1 RXS J170849.0-4000910的突然自旋上升。事件发生在MJD 51446之间（1999年9月25日）及51472（1999年10月21日），很好地表征了旋转频率的增加，（Δ nu / nu）=（6.2 +/- 0.3）x 10^-7，自旋下降速率的增加（Δ \dot v/ \dot v）=（1.38 +/- 0.25）x 10^-2。这些值与船帆座射电脉冲星和其他年轻射电脉冲星中观测到的毛刺非常相似。因此，这一事件表明，这颗异常X射线脉冲星的内部结构与射电脉冲星相似。特别地，它意味着不与地壳共转的中子超流体中的部分转动惯量>= 1%。在这颗异常的X射线脉冲星中检测到一个小故障，限制了中子星小故障起源的模型。最值得注意的是，它挑战了排除长周期中子星故障的模型，并在磁星假说下表明，热中子星中可能发生大故障。这个小故障与磁星模型对异常X射线星体的预测是一致的，但是仅仅使用我们的观测结果不能排除吸积动力的情况。
2000-05-16 astro-ph
The Vela Pulsar's proper motion and parallax derived from VLBI observations
船帆座脉冲星是射电波段最亮的脉冲星。正是这个物体（通过它的小故障）告诉我们，恒星是固体旋转体，而不是振荡体。除了蟹状星云脉冲星，它还是许多脉冲星行为模型的来源。因此，了解它的距离以及它的起源是至关重要的。Vela脉冲星的自行和视差是由2.3和8.4GHz甚长基线干涉仪（VLBI）观测得到的。数据跨度为6.8年，由11个时期组成。我们发现了$μ_{α{\rm cos}δ}= -49.61 \pm 0.06, μ_δ= 29.8 \pm 0.1$ \myr的自行和$3.4 \pm 0.2$ mas的视差，这相当于$293_{-17}^{+19}$ pc的距离。当我们减去银河系自转和太阳特有速度时，我们发现$μ_* = 45 \pm 1.3$ \myr的位置角（PA）为$301^\circ\pm1.8$，这意味着自行与X射线星云的对称轴有一个很小但很大的偏移。
2003-05-12 astro-ph
A Giant Glitch in the Energetic 69 ms X-ray Pulsar AXS J161730-505505
本文介绍了最近发现的69 ms X射线脉冲星AXS J 161730 -505505的新结果，它是所有已知脉冲星中第六年轻的。我们已经进行了全面的X射线观测活动的AXS J161730-505505与ASCA，SAX和XTE天文台，并遵循其长期的自旋在1989年和1999年之间的历史，使用这些，档案GINGA和ASCA数据集，和无线电星历。自旋下降并不像最初认为的那样简单地用线性函数来描述，相反，我们发现了一个巨大故障的证据（|Delta P/P|> 10 E-6），可能是迄今为止从年轻脉冲星观测到的最大的脉冲星。该故障是很好地描述了步骤的周期和它的一阶导数伴随着一个持久的二阶导数类似于船帆座脉冲星。AXS J161730-505505的脉冲轮廓呈现出在所有观测时期内保持的单个不对称峰。能谱也随时间稳定，其特征是光子指数为1.4 +/- 0.2的高度吸收幂律，与其他年轻的旋转动力恒星一致。
2000-03-28 astro-ph
Pulsar Spin, Magnetic Fields, and Glitches
在一颗正则自旋磁化中子星（NS）的核心中，一个近似均匀的超流中子涡旋阵列与穿过核心超导质子的扭曲磁通量管阵列发生强烈的相互作用。结果之一是，NS自旋的变化改变了这两个阵列，也改变了周围地壳表面的磁场分布。在非常年轻的自旋下降NS预测的后果是“自旋下降指数”从2增加到3，和一个家庭的（蟹状）自旋周期的“故障”与永久的分数跳跃自旋下降扭矩10E5倍以上，在NS自旋。对于较老的NS，平均自旋下降指数增加到5左右，并产生了一个额外的（类似Vela的）巨大毛刺家族。NS自旋上升到毫秒级，导致大量的正交和对齐的转子，和异常小的极帽面积。观察与这些期望并不冲突。在质子超导开始（约1000年）之间NS磁场演化的一个时期。yr）和中子超流性（约10E3年？）可能对大的表面磁场变化很重要，需要进一步研究。通常被认为是NS岁差证据的观测结果似乎需要重新考虑。
2006-10-12 astro-ph
The possible role of r-modes in post-glitch relaxation of Crab
在旋转频率小于相关临界频率的中子星中，考虑了由r模激发驱动的引力辐射引起的角动量损失。我们发现，合理的值的初始振幅的这种脉动模式的恒星，被激发在脉冲星的故障事件，总故障后的损失对应于一个可以忽略不计的分数的初始上升的自旋频率的情况下船帆座和老年人。然而，对于蟹状星云脉冲星来说，同样的效应会在几个月内导致它的自旋频率下降，下降的幅度大于它的毛刺引起的频率增加。这可以为螃蟹在故障后松弛中观察到的特殊行为提供解释。
1999-11-02 astro-ph gr-qc
The Thermal Response of a Pulsar Glitch : The Non-spherical Symmetric Case
我们研究脉冲星在一个小故障后的热演化，在这个故障中能量从一个相对致密的区域释放出来。在不作球对称假设的情况下，利用相对论热输运方程和能量平衡方程研究了热演化。我们使用一个精确的冷却模型来解决这组微分方程。我们的结果显着不同的假设下得到的球对称。即使对于像船帆座脉冲星这样具有热核心的年轻恒星，我们也发现在故障后可以观察到可检测的热点。结果表明，不同年代硬X射线辐射的强度变化和相对相位可以提供状态方程的重要信息。
1999-03-08 astro-ph gr-qc
Hydrostatic equilibrium of causally consistent and dynamically stable neutron star models
结果表明，由于平衡构型不满足“相容性准则"，对应于最硬状态方程的质量-半径$(M-R)$关系不能提供平衡构型动力学稳定的充分必要条件.在这方面，我们构建的核心包络模型，使这些序列的每个成员满足因果关系条件，$v = c = 1$，在中心的极端情况下，像最僵硬的EOS组成的序列。然后，我们证明了对应于上述核-包络模型序列的$M-R$关系，只有当这些序列的“相容性准则”“适当”满足时，才能提供动力稳定的充要条件。然而，即使当$M-R$关系式不能提供平衡构型动力学稳定性的充分必要条件时，“相容性准则”的满足仍然是可以满足的。在延续以前的研究结果，这些结果明确表明，“兼容性准则”{ \em独立}提供，一般来说，{ \em必要}和{ \em充分}条件的流体静力平衡的任何规则的序列。除了它的基本特征，这项研究还可以同时解释，这两个（高以及低）值的毛刺愈合参数分别观察到的螃蟹和船帆座类恒星，在星震模型的毛刺产生的基础上。
2008-04-24 astro-ph
Observations of PSR J2021+3651 and its X-ray Pulsar Wind Nebula G75.2+0.1
本文介绍了最近发现的年轻类船帆座脉冲星PSR J2021+3651的X射线和射电观测结果，它与EGRET γ射线源GeV 2020+3658相吻合。一个19.0-ks的钱德拉ACIS-S观测揭示了一个~ 20“x 10”的脉冲星风星云，它让人想起在一些年轻的恒星周围看到的赤道环面，以及来自嵌入点源的热发射（kT = 0.15 +/- 0.02 keV）。我们将这个星云命名为G75.2+0.1。它的光谱很好地符合吸收幂律模型，光子指数为1.7 +/- 0.3，氢柱密度nH = 7.8 +/- 1.7 x 10^21 cm^-2，0.3-10.0 keV的未吸收通量为1.9 +/- 0.3 x 10^-12 erg cm^-2 s^-1。我们在空间上拟合了G75.2+0.1与一个假设为环面形态的模型，并由此推断环面与视线高度倾斜83度+/- 1度。在连续计时模式下进行的20.8 k S钱德拉观测揭示了一种可能的脉冲探测，脉冲部分约为37%，偶然发生的H检验概率为1.2 x 10^-4。阿雷西博射电望远镜历时两年的定时观测显示，PSR J2021+3651在MJD 52616和52645之间的某个时候出现故障，参数delta（v）/v =（2.587 +/- 0.002）x 10^-6，delta（dot（v））/v =（6.2 +/- 0.3）x 10^-3，与船帆座脉冲星中观测到的最…
2004-03-26 astro-ph
Relativistic superfluid models for rotating neutron stars
本文首先介绍了旋转中子星的理论力学，它是为了解释在中子星中观察到的频率变化，特别是不连续的毛刺而发展起来的。该理论认为，观测似乎证实，固体地壳和内层之间的相互作用发挥了重要作用，其超流体性质使它们能够独立旋转。然而，许多重要的细节仍然有待澄清，即使在许多研究的情况下，如螃蟹和船帆座。这篇文章的第二部分是技术性的，集中在许多需要进一步发展的物理方面之一，即提供一个令人满意的相对论（局部而不是微观）处理中子超流性的影响。
2001-01-16 astro-ph
Maximum elastic deformations of compact stars with exotic equations of state
我的第一个估计最大弹性四极形变可持续的替代传统的中子星。固体奇异夸克星可能维持最大的椭圆率（无量纲四极），直到$10^{-4}$的几倍，而不是传统中子星的几倍$10^{-7}$，混合夸克-重子或介子-凝聚星可能维持到$10^{-5}$。大部分的差异是由于剪切模量，它可以高达$10^{33}$ erg/cm $^3$，而不是$10^{30}$ erg/cm $^3$在一个传统的中子星的内壳。最大的固体奇异星椭圆度与LIGO最近的引力波搜索中获得的几个已知恒星的上限相当。LIGO在初始设计灵敏度下可以检测到更稳健的混合模型的最大椭圆度。大的剪切模量也加强了星震作为脉冲星频繁故障的解释。
2005-11-15 astro-ph gr-qc
