Eclipsing light curves for accretion flows around a rotating black hole and atmospheric effects of the companion star
考虑伴星的大气效应，计算了旋转黑洞吸积流的食光变曲线。在没有大气影响的情况下，光变曲线包含了黑洞自旋的信息，因为1keV左右的X射线光子大多来自黑洞阴影附近吸积流的蓝移部分，而黑洞阴影的大小和位置取决于自旋。在这些情况下，当大部分发射来自事件视界附近时，光变曲线在入口和出口处变得不对称。接下来，我们将研究伴星的大气吸收和散射效应。利用太阳型大气模型，我们考虑了伴星的大气效应，如HI和HeI的光电离。我们发现在1 keV能量下观测到的食光变曲线可能包含了黑洞自旋的信息。然而，在我们的大气模型中，大气的影响要比黑洞自旋的影响大得多。因此，即使在光变曲线包含黑洞自旋信息的情况下，如果我们没有真实的大气剖面，如温度和几种元素的数密度，也很难提取黑洞自旋的信息。即使在这种情况下，光变曲线的不对称性，由于吸积盘的旋转存在。只有当我们有可靠的大气模型时，原则上才能从食光变曲线中获得诸如黑洞自旋等强引力区的信息。
2007-04-20 astro-ph
Pulse Arrival-Times from Binary Pulsars with Rotating Black Hole Companions
本文研究了具有旋转黑洞伴星的脉冲双星系统信号的引力到达时间延迟。特别是，我们调查的强度，这种效果（夏皮罗延迟）作为一个函数的倾角，偏心率和周期的轨道，以及质量和角动量的黑洞。本研究基于克尔背景几何中零测地线的直接数值积分。我们发现，对于双星足够高的轨道倾角（$> 89^o$）和紧凑的同伴质量$> 10 M_\odot$，所产生的效果从旋转的黑洞在系统中的脉冲星脉冲的到达时间的微秒级的变化。如果可以测量的话，这种变化可以为脉冲双星系统中旋转黑洞的存在提供一个独特的特征。
1997-05-08 astro-ph gr-qc
TeV Neutrinos from Companion Stars of Rapid-Rotating Neutron Stars
本文估计了来自中子星的宇宙射线与伴星物质的强子相互作用产生的μ中微子的数通量。当源位于距离地球10 kpc处时，在1 km^2的高能中微子探测器（如ICECUBE、ANTARES和NESTOR）上的事件发生率也估计为2.7 \times 10^4个事件/年。我们已经估计了这样一个系统的数量，并得出结论，在我们的银河系中将有几个候选者。考虑到这些结果，这种情况是有希望的，并将通过未来的观测得到证实。
2002-06-29 astro-ph hep-ph
On Companion-Induced Off-Center Supernova-Like Explosions
我们认为，一颗具有强磁场的中子星，螺旋进入伴星的包层，可以产生“伴星诱导的SN型偏心爆炸”。强磁化的中子星（“磁星”）在进入一颗超巨星伴星的膨胀包层之前，在超新星爆炸中诞生。如果中子星在旋入阶段通过超临界吸积坍缩成黑洞，则在视界处产生具有强磁场的快速旋转黑洞。Blandford-Znajek功率足以为类似超新星的事件提供动力，爆炸中心从伴星核心转移。伴星核心在爆炸后，演化成C/O-白矮星或中子星，并发生二次爆炸。在超新星遗迹中发现的高偏心黑洞、C/O-白矮星双星或双爆炸结构可能是这一假设的证据。
2000-03-17 astro-ph
A variational formalism for tidal excitation: non-rotating, homentropic stars
我们提出了一个变分形式主义描述的动力学演化的振荡星与一个点质量的同伴在线性，非相对论性制度。这包括简正模的激发和轨道上模的反作用。给出了任意流体构形的一般形式，并将其专门用于等熵势流。我们的形式主义明确地确定和守恒能量和角动量。我们还考虑到7/2后牛顿秩序的轨道修正。
2002-09-03 astro-ph
High-energy emission of fast rotating white dwarfs
快速旋转的磁化白矮星的磁层中的能量释放过程可以用正则自旋动力脉冲星模型来解释。将此模型应用于低质量近距离双星宝瓶座AE的白矮星伴星，我们得到以下结论。首先，该系统充当带电粒子的加速器，其能量被限制为E_p < 3 TeV，并且以L_kin < 10^{32} erg/s的速率从原恒星的磁层射出。由于被加速的初级电子的曲率辐射，该系统应该表现为亮度<3x 10 ^{27} erg/s的软伽马射线源（~ 100 keV）。系统的TeV辐射主要由可见光子在超相对论电子上的逆康普顿散射决定。可见光子主要由正常伴星和流经白矮星磁层的物质流贡献。TeV源的亮度取决于系统的状态（燃烧/安静），并限制在<5 × 10 ^{29} erg/s。这些结果使我们了解到康普顿γ射线天文台和惠普尔天文台在寻找高能发射的AE Aqr方面缺乏成功。
2005-09-04 astro-ph
The dynamical tide in a rotating 10 Msun main sequence star
本文研究了一颗均匀旋转、稍有演化的X_c= 0.4，10 Msun主序星对它的伴星潮汐势的l=2分量的线性、但完全非绝热的潮汐响应。这是一个二维隐式有限差分格式的数值。我们假设10 Msun恒星的自旋矢量垂直于轨道平面排列，并计算了主序星在不同自转速率下与逆重力（g）模式的共振频率和宽度，以及与准环形旋转（r）模式的共振。对于所有应用的强迫频率，我们确定与同伴的潮汐能和角动量交换率。在旋转恒星中，潮汐能从l= 2g模转移到更高球度的g模（l= 4，6，8，…）科里奥利力的影响这些后者模式具有较短的波长和阻尼更重，使l=2共振潮汐相互作用往往会减少大恒星自转速率。另一方面，潜在共振的密度（宽光谱）增加。我们发现了几个惯性激发的不稳定l>4 g模，但不超过一个（逆行）不稳定l=2 g模，只有快速旋转。数值结果可用于研究含早型B星成分的偏心双星的潮汐演化。
1998-10-30 astro-ph
On the tidal interaction of a solar-type star with an orbiting companion: Excitation of g mode oscillation and orbital evolution
我们计算了一个非旋转的太阳型恒星上的一个密切的恒星或行星的同伴提出的动力学潮汐。耗散所产生的湍流粘性在对流区和辐射阻尼的辐射核心被认为是。我们计算的扭矩施加在恒星上的一个同伴在圆形轨道，并确定潜在的可观测的大小的潮汐诱导速度在恒星光球。这些计算结果进行了比较，通过假设，可以采取一个非常小的频率限制，以计算潮汐响应（平衡潮）。对于一个标准的太阳能模型，后者被发现给一个相对较差的近似在感兴趣的几天的期间，即使当系统远离共振与正常模式。研究表明，尽管伴星在潮汐作用下螺旋运动时可能会经历一系列共振，但对于固定的简正模谱，其迁移本质上是由非共振相互作用控制的。我们发现，所需的湍流粘度，以提供观测到的圆化率的主序星太阳型双星是约50倍以上，简单地估计从混合长度理论的非旋转恒星。我们讨论了这种增强的粘度可能实现的手段。这些计算适用于飞马座51。我们表明，在恒星表面的潮汐引起的扰动速度太小，无法观察到。
1998-01-28 astro-ph
Non-adiabatic tidal forcing of a massive, uniformly rotating star III: Asymptotic treatment for low frequencies in the inertial regime
本文将Zahn（1975，1977）最初考虑的大质量恒星在圆轨道上的伴星作用下所受潮汐力矩的渐近计算推广到旋转恒星的情况，即当强迫频率较小时，在惯性区，强迫频率小于旋转频率的两倍。结果证实了存在一个强大的环形模式共振功能逆行强迫，也有一个简单的描述的对流核心，一些核心惯性模式功能的存在下，在响应。这些是由Savonije和Papaloizou（astro-ph/9706186）在数字上发现的。
1997-06-18 astro-ph
Non-adiabatic tidal forcing of a massive, uniformly rotating star II: The low frequency, inertial regime
我们研究了完全非绝热潮汐响应的均匀旋转的未演化的20 Msun星占主导地位的l=m=2分量的同伴的扰动潜力。这是一个二维隐式有限差分格式的数值。我们假设恒星旋转缓慢，因此离心力可以忽略，但科里奥利力被充分考虑。我们研究低频“惯性”制度的潮汐振荡频率在帧与恒星共转小于两倍的恒星自转速率。在该频率范围内，对流核心中激发惯性模式，它可以与辐射包层中旋转修改的g或r模式相互作用，并导致潮汐相互作用显着增强。共振相互作用与准环形（r-）模式在轻微超同步恒星导致有效的自旋下降到共转。
1997-06-18 astro-ph
Brown Dwarf Companions to G-type Stars. I: Gliese 417B and Gliese 584C
我们目前的天体测量和光谱观测证实，附近的两个G矮星系统（格利泽417 = BD +36 2162和格利泽584AB = eta CrB AB）有一个广泛分离，L矮星，亚恒星伴侣。使用年龄估计的G矮星原色，我们估计这些L矮星的质量从理论上的进化轨迹。对于L4.5矮星Gl 417 B，我们估计其年龄为0.08 - 0.3 Gyr，质量为0.035 +/-0.015 M_sun。对于L8矮星Gl 584C，我们估计其年龄为1.0 - 2.5 Gyr，质量为0.060 +/-0.015 M_sun。后一个物体也显示了光谱变化的证据，这可能是由于表面不均匀性旋转进入和离开视野。这些新的伴星也与之前发现的其他六个L型和T型矮星伴星进行了比较。对于L型矮伴星，锂的存在或不存在所暗示的年龄与仅从主恒星推断的年龄一致。
2001-03-14 astro-ph
Differential rotation enhanced dissipation of tides in the PSR J0045-7319 Binary
PSR J 0045 -7319是一颗与大质量B星伴星处于近偏心轨道的射电脉冲星，最近的观测表明，该系统的轨道周期在$\approx 5 \times10^{5}$年的时间尺度上减小，这比辐射星潮汐耗散的标准理论给出的$\approx$ 10^9年的时间尺度要短得多。观测还提供了强有力的证据，表明B星正在快速旋转，可能接近其分裂速度。我们表明，耗散的动力潮在一个明星旋转的轨道运动的同伴（旋转）的速度大于在近星点的恒星的轨道角速度在一个增加的轨道周期的双星系统随时间的结果在相同的方向。因此，由于观测到的轨道周期的时间导数是大的负值，如果潮汐效应要解释轨道衰变，PSR J 0045 -7319联星中的B星必须有逆行自转。我们还表明，同步的B-星的自旋与轨道角速度的恒星在近星点的时间尺度是可比的轨道演化时间。因此，根据Goldreich和Nicholson（1989）的工作，我们认为B星应该是差速旋转的，外层的旋转速度比内层慢。我们发现，在这样一个差分旋转的B星的动力潮的耗散增强了近三个数量级，导致PSR J 0045 -7319二进制的轨道演化时间是一致的观测。
1996-11-01 astro-ph
Dynamical Tides in Rotating Binary Stars
研究了恒星自转对伴星外部引力势激发恒星内部振荡模的影响。不同于非旋转的情况下，有困难的旋转恒星，因为在旋转方向上传播的模式和那些传播相反的方向，它的不对称性与通常的模式分解。对于偏心的二进制系统，我们推导出一般表达式的能量转移$ΔE_s$和相应的角动量转移$ΔJ_s$在近星点通道时，没有初始振荡存在于恒星。除了当几乎精确的轨道共振发生时（即，模式频率等于轨道频率的倍数）时，$ΔE_s$非常接近存在耗散时潮汐中的稳态模式能量。结果表明，恒星自转可以显著改变动力潮的强度。特别是，相对于轨道的逆行旋转增加了能量转移，使低阶g模（或对流星的f模）更强烈地耦合到潮汐势，与伴星的轨道运动更紧密地共振。我们将我们的一般形式应用于潮汐俘获双星的形成和PSR J 0045 -7319/B星双星的轨道演化问题。恒星自转改变了双星捕获的关键碰撞参量。虽然捕获截面的增强（通过逆行旋转）最多为$\sim 20%$，但捕获系统在中断/合并中存活并因此成为二元体的概率可以显著更大。研究发现，为了解释观测到的PSR J 0045 -7319双星系统的快速轨道衰变，需要B星的逆行旋转。
1997-04-14 astro-ph
Magnetic and spin evolution of neutron stars in close binaries
假设磁场被限制在固体地壳内，研究了具有低质量伴星的密近双星系统中中子星的演化。我们采用标准的方案，在一个紧密的双星系统的演变，根据该中子星通过四个演变阶段（“孤立的脉冲星”-“螺旋桨”-吸积从风的同伴-吸积由于罗奇瓣溢出）。计算了表征中子星和低质量伴星性质的各种参数。我们发现，具有或多或少的标准磁场和自旋周期的中子星在低质量双星系统中可以演化为低场快速旋转双星。即使伴星的主序星寿命长达$10^{10}$ yr，中子星也能维持相对较强的磁场，直到吸积阶段结束。所考虑的模型可以很好地解释毫秒双星的起源。
1998-02-07 astro-ph
Collapse of Magnetized Singular Isothermal Toroids: I. Non-Rotating Case
我们研究了非旋转，自引力，磁化，奇异的等温环的崩溃，其特征在于声速，$a$，和水平的磁热支持，$H_0$。与Galli & Shu和其他工作人员以前的处理定性一致，我们发现下落的材料被磁力线偏转到赤道平面，产生高密度，扁平的结构-伪盘。赝盘在径向上动态收缩，将穿过它的场线拖到一个高度收缩的结构中，类似于一个分裂的圆盘。在存在有限电阻率或双极扩散的实际情况下，穿过中平面的相反方向的场线和大的隐含应力可能在磁通量如何损失方面起作用。通过公式$\dot M = (1+H_0)a^3/G$给出了中心区域的下落率，其中$G$是万有引力常量，通过奇异等温球和等轴磁化盘的自相似引力坍缩的半分析研究预测。引入有限的初始旋转导致伪盘和真正的（开普勒）盘形成之间的复杂的相互作用，这是在一个配套文件中检查。
2003-11-17 astro-ph
Coronal X-Ray Emission from the Stellar Companions to Transiently Accreting Black Holes
对静止状态下的软X射线瞬变（SXTs）的观测发现，含有黑洞的双星比含有中子星的双星更暗。纳拉扬和他的合作者假设，黑洞双星发出的微弱X射线是由平流主导的吸积流（ADAF）提供动力的。我们探讨了黑洞系统静态X射线发射的另一种解释：来自快速旋转的光学伴星的日冕发射。这在其他潮汐锁定双星（如RS CVns）中经常被观察到，并得到了很好的研究。我们发现三个X射线检测到的黑洞双星（A0620-00和GRO J1655-40）的两个表现出X射线通量完全一致的日冕发射。这些天体的X射线光谱应该与日冕辐射占主导地位时富含谱线的热Raymond-Smith模型最吻合。一个黑洞系统（V404 Cyg）的X射线太亮，不能解释为日冕发射。从中子星双星发出的静止X射线对于日冕辐射来说太亮了。这可能是因为所有的SXT在静止状态下都有不同的吸积率，而基础静止X射线通量是由伴星的日冕发射或（如果存在的话）由中子星的热发射决定的。我们还表明，锂丰度的黑洞系统中的RS CVns，减少了需要的生产机制，涉及紧凑的对象。
2000-05-09 astro-ph
The Rapidly Rotating, Hydrogen Deficient, Hot Post-Asymptotic Giant Branch Star ZNG 1 in the Globular Cluster M5
本文报道了用远紫外光谱探测器（FUSE）对球状星团M5（NGC 5904）中的热后渐近巨星分支星ZNG 1的观测结果。从得到的光谱，我们得到一个有效的温度T_eff = 44300 +/- 300 K，表面重力log g = 4.3 +/- 0.1，旋转速度v sin i = 170 +/- 20 km/s，和光度log（L/L_sun）= 3.52 +/- 0.04。大气层富含氦（Y = 0.93），碳（2.6%）、氮（0.51%）和氧（0.37%）的丰度增加。光谱显示了终极速度接近1000 km/s的风和恒星周围富含碳和氮物质的膨胀壳的证据。ZNG 1的丰度模式暗示了“再一次”的情况，即白矮星冷却曲线上的恒星经历了一个非常晚的壳闪光并返回AGB，但恒星的快速旋转更容易解释为先前与双星伴星的相互作用。
2003-11-17 astro-ph
The distances to Galactic low-mass X-ray binaries: consequences for black hole luminosities and kicks
我们研究了银河系黑洞（BH）和中子星低质量X射线双星（LMXB）的距离。比较中子星CygX-2和XTE J2123-058使用观测到的爱丁顿有限光球半径膨胀爆发的距离与使用观测到的伴星半径和有效温度的距离，我们发现后者小了大约1.5-2倍。后一种方法通常用于确定到BH LMXB的距离。对这种差异的一个可能的解释是，在快速旋转的伴星中的恒星吸收线与之前在早期类型恒星中发现的缓慢旋转的模板星中的吸收线不同。这可能会导致对伴星光谱类型的系统性错误分类，进而产生距离上的系统误差。我们发现，使用新的距离XTE J1550-564和V404天鹅座，至少有5个，甚至可能有7个的15 BH软X射线瞬变的最大爆发光度超过爱丁顿光度为10 M太阳BH表明，这些系统将被归类为超发光X射线源，我们观察到他们在其他Galerkin。这支持了许多超亮X射线源是恒星质量而不是中等质量黑洞的观点。我们发现黑洞到银道面的距离的均方根值与中子星LMXB的一致。这表明BH在其形成过程中也可以接收到反冲速度，尽管这必须进行更详细的研究。（节录）。
2004-07-08 astro-ph
Collisional Ring Galaxies in Small Groups
在星系群中，陷入轨道的可能性会增加，事实上，观测表明，当星系穿过一个较大的旋转盘的中心时，通常会在小的星系群中发现环形星系。数值模拟结合知识的大规模HI分布提供了强有力的约束，这些系统的动态历史和入侵者的身份。在这里，我们提出了一个数值模型的车轮支持的建议，最遥远的同伴是入侵者。我们还提出了更不规则的系统Arp 119的高分辨率HI观测，揭示了与最遥远的伴星的可能联系。
1999-10-01 astro-ph
Radio pulsar and accretion regimes of rapidly rotating magnetic neutron stars in early-type eccentric binaries
在包含早型星的偏心双星系统中，快速旋转的磁性中子星为研究射电脉冲星、星风和吸积现象之间的相互作用提供了一个独特的机会。我们总结了无线电脉冲星占主导地位的吸积占主导地位的制度，讨论如何从一个政权过渡到另一个可以发生的结果，改变轨道距离和相对速度沿轨道，以及风的变化特性。我们推导出两个已知的B星/射电脉冲星双星（PSR 1259-63和PSR J 0045 -7319）可以经历吸积制度的过渡条件。强烈增加的质量损失流出的同伴是必要的，只是为了引起吸积到磁层边界的开始。我们还表明，X射线瞬态A0538-66可能会经历从吸积中子星制度，到磁层上的吸积制度的过渡。这两个区域可能对应于从该源观测到的高亮度（> 10^{38} erg/s）和低亮度（< 10^{38} erg/s）爆发。射电脉冲星可能在A0538-66的长时间静止状态下被探测到。本文还提出了一个新的高能双星LS I +61303的磁层吸积模型。
1994-11-16 astro-ph
Rotational Broadening Measurement for the Neutron Star X-Ray Transient XTE J2123-058
我们利用中子星X射线瞬变XTE J2123-058的光谱学测量了双星伴星吸收线的旋转加宽，并确定伴星的投影旋转速度为vsini = 121（+21）（-29）km/s。这个值比之前对其他三个中子星系统的vsini测量值要大得多，这些系统的vsini值在34到65 km/s之间。较大的数值可能是由于XTE J2123-058的高双星倾角和短（6小时）轨道周期的组合。与先前测量的参数一起，旋转加宽测量使我们能够确定二元参数，包括中子星质量与伴星质量的比值，q = M_1/M_2 = 2.7（+1.3）（-0.9），中子星质量，M_1 = 1.46（+0.30）（-0.39）太阳质量，伴星质量M_2 = 0.53（+0.28）（-0.39）太阳质量，假设一个充满洛希瓣的伴星与双星轨道同步旋转。这些值与以前的测量结果一致，其中H α发射线被用来确定中子星径向速度曲线（K_1）的半振幅。结果表明，两种方法所得结果基本一致.我们还报告了XTE J2123-058伴星半径的首次测量结果。假设同步旋转，我们得到R_2 = 0.62（+0.11）（-0.15）太阳半径，这与主序星上或主序星附近的晚K型星的预期值一致。最后，我们报告了第一次精确的光谱测定的双轨道周期（P_orb = 21442.3 +/- 1.8秒）。
2002-08-09 astro-ph
Where May Ultra-Fast Rotating Neutron Stars Be Hidden?
根据目前相互作用双星长期演化的模型，预计存在超快速旋转的中子星（自旋周期P < 1 ms），尽管它们尚未被发现。它们的形成取决于由中子星吸积的物质的数量，而这反过来又受到双星的质量喷射机制的限制。有效的物质抛射可以避免超快黑洞的形成或它们的吸积导致的坍缩成黑洞。我们建议，显着减少的质量传递速率可能会导致开关的无线电脉冲星的阶段，其辐射压力可能能够喷出系统的大部分物质转移的同伴。这可以防止，对于长的轨道周期，如果一个足够快的自旋已经达到，任何进一步的吸积，即使原来的转移率恢复，从而限制了最小的自旋周期可达到的中子星。我们表明，封闭系统（轨道周期P_orb \sim 1小时是唯一可能的主机超快速旋转中子星。这可以解释为什么到目前为止还没有探测到超快射电双星，因为在目前的射电勘测中，由于强多普勒调制和计算限制，在封闭系统中探测自旋周期非常短的射电双星受到阻碍。
2001-09-06 astro-ph
NGC5719/13: interacting spirals forming a counter-rotating stellar disc
当一个星系从外部获得物质时，吸积物质的角动量很可能与先前存在的星系的角动量脱钩。相对于其他恒星和/或气体反向旋转的恒星的存在代表了解耦的极端情况。NGC 5719是一个几乎是边缘的Sab星系，具有明显的倾斜尘埃带，显示出与其正面Sbc同伴NGC 5713的壮观持续相互作用。对这种相互作用的系统的观测提供了对星系组装和重塑过程的深入了解。（方法）研究了中性氢在NGC 5719/13星系对中的分布和运动学，以及沿NGC 5719长轴的电离气体和恒星运动学。（结果）观测到2条HI潮桥，它们环绕NGC 5719并与NGC 5713相连; 2条HI潮尾从NGC 5713向西离开。HI凝聚与NGC 5719盘内外年轻恒星团的位置之间存在对应关系。位于北尾尖端的低质量卫星PGC 135857在HI中被检测到，可能是相互作用的副产品。NGC 5719的中性氢和电离氢相对于主恒星盘反向旋转。反向旋转的星盘包含了系统中大约20%的恒星，并且与主星盘有着相同的径向延伸。这是第一个相互作用的系统，其中一个反向旋转的恒星盘已被发现。（结论）数据支持的情况下，HI从大水库可在银河系的周围被吸积的NGC 5719到逆行轨道上，随后燃料的反旋转恒星盘的原位形成。
2006-11-14 astro-ph
Temporal Evolution of Coronagraphic Dynamic Range, and Constraints on Companions to Vega
直接探测附近恒星的伴星的主要障碍是主星的亮度太高。目前的仪器结合了自适应光学（AO）和日冕照相术，通常可以探测到距离恒星2 "以内的物体，这些物体比恒星暗10 ^{4 - 5}倍。相关散斑噪声是限制这种高对比度成像的最大障碍之一。我们在位于夏威夷哈雷阿卡拉的3.63米AEOS望远镜上获得了织女星284张8秒、AO校正、日冕遮蔽的H波段图像。该数据集对于研究斑点噪声的时间行为是独特的，并且代表了第一次以定量方式对高度校正的_coronagraphic_AO图像进行这样的研究。我们发现散斑图案在我们的数据中在位置和时间上都是高度稳定的。这是由于AO系统在仪器波前误差占主导地位的水平上校正了对恒星波前的干扰。正因为如此，我们发现，我们的检测限并没有显着改善，只是增加曝光时间。然而，我们能够通过在两个旋转框架中减去静态/准静态散斑来将动态范围提高1.5 - 2个量级：望远镜光瞳框架和可变形反射镜框架。此外，从我们的数据，我们能够限制任何所谓的伴星织女星的质量小于45 M_J在8 AU和小于30 M_J在16 AU，半径没有以前探测到在这些灵敏度。
2006-09-12 astro-ph
The two-hour orbit of a binary millisecond X-ray pulsar
典型的射电恒星是磁化的中子星，它们出生时快速旋转，随着年龄的增长，它们在1000万到1亿年的时间尺度上变慢。然而，毫秒射电望远镜的旋转速度非常快，即使许多已经有数十亿年的历史。最令人信服的解释是，它们是在所谓的低质量X射线双星系统（LMXB）中，从伴星吸积物质时，通过角动量的转移而“旋转”起来的。（LMXBs由小于一个太阳质量的伴星吸积而成的中子星或黑洞组成。）最近从一个可疑的LMXB系统中探测到的具有毫秒周期的相干X射线脉动似乎证实了这一联系。在这里，我们报告的观测结果表明，这个双星系统的轨道周期是两个小时，这将它确定为LMXB。我们还发现了一个明显的调制的X射线通量在轨道周期（在百分之二的水平），与广泛的最小值时，脉冲星是这个低质量的伴星后面。这个系统似乎与“黑寡妇”毫秒射电望远镜密切相关，后者通过辐射蒸发它们的同伴。在X射线静止期，它可能以食射电脉冲星的形式出现。
1998-07-21 astro-ph
Long Gamma-Ray Burst Progenitors: Boundary Conditions and Binary Models
观测到的长伽马射线暴（LGRB）与奇特的Ic型超新星的关联支持了Woosley的超新星/超新星模型，其中GRB是由大质量恒星的快速旋转核心坍缩成黑洞产生的。LGRB与小型恒星形成星系的关联表明，低金属丰度是大质量恒星演化到巨恒星阶段的条件。完全混合的单星模型和双星模型都是可能的。在双星模型中，伽马射线暴的前身是一颗大质量的氦星和一颗近伴星。我们发现，在核心氦燃烧的潮汐同步达到一个很短的时间尺度（不到几千年）。然而，在随后的演化阶段，强烈的核-壳耦合可能会排除氦星与主序星的同伴作为超新星/伽玛暴的祖先。另一方面，氦星与中子星或黑洞伴星组成的密近双星，尽管在氦燃烧后的阶段有很强的核壳耦合，仍然可以保持足够的核角动量来产生超新星/伽玛暴。
2007-04-04 astro-ph
Tidal dissipation in rotating solar-type stars
我们计算了均匀旋转的太阳型恒星中低频潮汐振荡的激发和耗散。对于潮汐频率小于两倍的自旋频率，惯性波被激发的对流信封和耗散的湍流粘性。增强耗散发生在整个频率范围内，而不是在一系列非常窄的共振峰，是相对不敏感的有效粘度。Hough波在对流区的底部被激发并传播到辐射内部。我们计算相关的耗散率的假设下，他们不相干地反映从中心的恒星。潮汐耗散在一个模型的基础上，目前的太阳显着增强通过列入科里奥利力，但可能仍然达不到所需的解释圆近双星。然而，自旋频率，潮汐频率，和恒星模型的结果的依赖性表明，更详细的演化研究，包括惯性和霍夫波是必要的。我们还讨论了更高的潮汐频率的情况下，适当的恒星非常接近的行星同伴。如果它们产生的霍夫波在恒星的中心没有衰减，那么即使是最近的热彗星也能幸存下来。我们认为，这是因为在目前的太阳热木星激发的潮汐将略微无法实现非线性。随着恒星中心条件的演变，非线性可能会在一个关键的年龄开始，导致热木星相对快速的螺旋上升。
2007-02-19 astro-ph
Properties of r modes in rotating magnetic neutron stars. I. Kinematic Secular Effects and Magnetic Evolution Equations
快速旋转中子星中r模振荡的不稳定性作为产生高频、概周期引力波的潜在机制而引起人们的关注。到目前为止进行的分析表明，这些模式的存在，并考虑了剪切阻尼和体积粘度。然而，与恒星磁场的模式的磁流体动力学耦合及其在阻尼的不稳定性的作用还没有得到充分的研究。在我们的介绍性论文（Rezzolla，Lamb和Shapiro 2000）之后，我们在这里更详细地讨论了长期高阶运动学效应的存在，这些效应将产生环形流体漂移。我们还定义了一组方程，占这些长期的速度场产生的磁场的时间演化，并表明产生的磁场可以达到均分在不到一年。完整的数值计算，以及强磁场的发病和演变的r-模式不稳定性的影响的评价将在一个配套文件。
2001-07-17 astro-ph gr-qc
Tidal Stabilization of Rigidly Rotating, Fully Relativistic Neutron Stars
分析表明，外部潮汐引力场增加了长期稳定性的完全广义相对论，刚性旋转的中子星，是接近边缘稳定，保护它免受引力坍缩。这种稳定性是由于一个简单的事实，即能量$δM(Q,R)$需要提高这样一个明星的潮汐，除以平方潮汐的四极矩$Q$，是一个递减函数的明星的半径$R$，$(d/dR)[δM(Q,R)/Q^2]<0$（其中，作为$R$的变化，恒星的结构是改变根据恒星的基本模式的径向振荡）。如果$(d/dR)[δM(Q,R)/Q^2]$是正的，潮汐耦合会使恒星不稳定。作为一个应用，一个刚性旋转，在一个吸气双星系统中的边缘长期稳定的中子星将受到保护，长期崩溃，并防止动力学崩溃，潮汐相互作用与它的同伴。在分析中使用的"局部渐近静止框架“工具有些不寻常，在中子星和黑洞与外部环境相互作用的其他研究中可能是强大的。作为分析的副产品，在附录中阐明了潮汐相互作用对质能守恒的影响。
1998-08-09 astro-ph gr-qc
Properties of r modes in rotating magnetic neutron stars. II. Evolution of the r modes and stellar magnetic field
的r-模式不稳定性的演变很可能伴随着长期的运动学效应，这将产生大规模漂移的流体元素，主要是在方位角方向的差分旋转。正如Rezzolla、Lamb和Shapiro在2000年首次讨论的那样，这些长期速度场与预先存在的中子星磁场的相互作用可能导致产生强烈的大尺度环形场。在本文中，我们讨论了磁场演化方程的数值解。以这种方式获得的磁场的值被用来估计的条件下，r-模式的不稳定性可能被阻止或抑制。我们还评估了大磁场的产生对r模不稳定中子星引力波探测能力的影响。我们的结果表明，如果r-模不稳定性在初始磁场大于10 ^10 G的中子星中发展，则从r-模不稳定性探测引力波的信噪比可能会大大降低。
2001-07-17 astro-ph gr-qc
