Formation and Evolution of Binary Neutron Stars
详细讨论了含有两颗中子星或一颗中子星和一个黑洞的双星的形成和演化。研究了中子星双星轨道周期和偏心率分布随时间的演化。在最适合高质量双星观测的模型中，轨道能量在公共包线中的沉积必须非常有效，并且反冲速度分布必须包含低速反冲的重要贡献。人口的估计年龄必须在1亿至1亿年之间。双中子星的诞生率约为每年3.4 × 10^{-5}（假设100%的双性），它们的合并率约为每年2 × 10^{-5}。中子星双星的合并率与估计的伽马射线暴率是一致的，如果后者被射进几度的张开角。我们认为，PSR B2303+46可能是在一种情况下，其中的公共信封是避免，而对于其他三个已知的高质量双星双星的公共信封是需要解释他们的轨道周期。
1997-10-30 astro-ph
The Spatial Distribution of Coalescing Neutron Star Binaries: Implications for Gamma-Ray Bursts
我们发现的聚结时间，出生率，空间速度，以及随后的径向偏移的聚结中子星（NS）在各种星系的潜力占大的不对称踢期间引入的超新星的分布。结合NS-NS二进制的出生率是相当敏感的反冲速度的大小，但尽管如此，类似（~10每银河每百万年）以前的人口合成研究。然而，零年龄主层序以来的合并时间分布对井涌速度的选择相对不敏感。合并时间的中位数约为1亿年，我们发现致密双星应该密切跟踪宇宙中的恒星形成率。在一个合理的星系势范围内（M_galaxy> 3 x 10^10 M_solar），NS-NS合并的径向偏移中值小于10 kpc。在z = 1的红移下（H_0 = 65 km/s/Mpc，Omega = 0.2），这意味着一半的合并应该发生在距离宿主星系约1.3角秒的范围内。除了最浅的潜势外，90%的NS-NS双星在距离宿主30 kpc的范围内合并。我们发现，虽然合并的中子星双星的空间分布是一致的，与已知的光学余辉的伽马射线暴（GRB）与微弱的星系的密切空间关联，一个不可忽略的分数（~15%）的GRB应该发生在（> 30千秒差距）的矮星系主机。由于主机中的尘埃，偏移量的投影和星际介质密度的范围内的灭绝混淆了星系周围的NS-NS合并的真实分布与一组可观察到的光学瞬变/星系偏移。
1999-01-15 astro-ph gr-qc
Formation of the binary pulsars PSR B2303+46 and PSR J1141-6545 - young neutron stars with old white dwarf companions
利用蒙特卡罗模拟研究了射电双星PSR B2303+46和PSR J1141-6545的形成过程。PSR B2303+46最近被证明是第一个被观测到的中子星-白矮星双星系统（van Kerkwijk & Kulkarni 1999），其中中子星是在白矮星形成之后诞生的。我们讨论了这样一个系统的形成过程，并能够把初始ZAMS二进制的参数的约束。我们提出的统计证据有利于一个白矮星伴星的二进制脉冲星PSR J1141-6545，最近发现的帕克斯多波束调查。如果这一点被观测所证实，这个系统将是第二个已知的中子星在它的白矮星伴星之后诞生的系统。我们还预测PSR J1141-6545的最小空间速度为150 km/s，并表明它必须经历一个不对称的SN，以解释其低偏心率。最后，我们估计了这些系统相对于其他脉冲双星系统的诞生率，并给出了它们的轨道周期、偏心率和速度的预期分布。
2000-01-11 astro-ph
The Galactic Population of Low- and Intermediate-Mass X-ray Binaries
我们提出了第一个研究，结合在银河系盘的二进制人口合成和详细的演化计算的低和中等质量的X射线二进制（L/IMXB）。我们表明，IMXB的形成概率与初始施主质量为1.5- 4 Msun通常是>~5倍高于标准的LMXB，并建议，大多数观察到的系统可能已经下降IMXB。分布在当前时代的轨道周期，捐助者的质量，质量吸积率已被计算，有轨道周期分布的BMP。几个显着的理论和观察到的分布之间的差异进行了讨论。所观察到的BMP的轨道周期分布强烈支持的情况下，中子星祖的信封更容易在公共信封阶段喷出。然而，这导致发光X射线源的理论数量相对于观察到的LMXB的总数量的>~100倍的过量生产。供体星的X射线照射可能导致L/IMXB的X射线活性寿命的显著减少，从而可能解决生产过剩问题以及长期存在的BMP/LMXB出生率问题。
2003-03-13 astro-ph
Neutron Star Population Dynamics.I: Millisecond Pulsars
我们通过对毫秒脉冲星（MSP）星族的研究，推断其自转周期和光度的本征分布，并确定其在银河系内的空间分布。我们对现存调查数据（22个周期<20 ms的卫星）的似然分析说明了重要的选择效应。我们推断最小周期截止值P（min）> 0.65 ms（99%置信度），周期分布与P^{-2.0 +- 0.33}成正比，伪光度分布与L_p^{-2.0 +- 0.2}成正比（其中L_p =通量密度乘以距离^2，L_p >= 1.1 mJy kpc ^2）。我们发现垂直尺度高度为0.65{+0.16，-0.12} kpc。我们用我们的结果来估计总的数量和出生率的MSP在磁盘的银河系。我们将漫射晕状分量的密度贡献限制为<中平面值的1%。MSP的速度色散小于年轻的长周期恒星的速度色散，大约是5倍。我们对MSP演化所特有的一维速度反冲的最佳估计约为40 km s^-1。我们讨论了MSPs和低质量X射线双星的演化关系，并展望了未来对MSPs的搜索。
1997-06-16 astro-ph
The galactic evolution of neutron star mergers and their possible effect on the galactic chemical enrichment of r-process elements
一个人口数合成代码如下详细的人口演变的单星和密切的联星。我们用我们的程序模拟了中子星-中子星和黑洞-中子星双星的布居。然后，我们结合我们的人口数合成代码与银河系的化学演化模型，以遵循这些双致密星双星的形成和合并率的时间演化和由此产生的化学富集的r-过程元素，在整个银河系的寿命。由此可以得出结论，中子星/黑洞并合过程能够再现银河系r过程的富集。然而，我们发现，后者的结论严重依赖于物理的情况BB罗氏瓣溢出的二进制文件与中子星组件和氢缺乏的核心氦/氦壳燃烧的恒星质量之间的2.6钼和6钼。
2003-05-08 astro-ph
Young close-by neutron stars: the Gould Belt vs. the Galactic disc
我们提出了一种新的近距离年轻中子星的粒子数合成计算方法。与我们以前的研究相比，我们使用了不同的中子星质量谱和不同的初始空间和速度分布。研究结果证实，大多数ROSAT暗射电宁静孤立中子星起源于古尔德带。在低银河纬度地区，ROSAT卫星数据中有几十颗年轻的中子星可以被识别，其中一些中子星也可能是EGRET未确认的中子星。
2004-05-29 astro-ph
Origin of GRB Afterglows in the Model of Galactic Neutron Stars
Beppo-Sax卫星的发射为研究不同光谱区域的伽马射线暴提供了一个独特的机会。余辉行为的巨大差异为火球宇宙学模型带来了额外的问题。在伽玛暴的银河系中子星模型中提出了余辉的形成，给出了观测到的性质的多样性。它是基于中子星周围的瞬态吸积盘的形成与一个低质量的棕色同伴的中子星照射。
1999-03-05 astro-ph
The Galactic Center as a point source of neutrons at EeV energies
我们银河系的中心区域是一个非常特殊的环境，其磁场超过100 mG，气体密度达到~ 10^4 cm ^-3。这个区域被观察到是GeV和TeV伽马射线的强源，这表明质子-中子转换的机制可能在其中发生。我们提出，银河系中心也必须是EeV中子的来源，由于超高能宇宙射线质子转化为中子通过该区域内的p-p相互作用。皮埃尔·俄歇天文台经过几年的充分曝光后，这种情况应该是可以证伪的。
2007-02-21 astro-ph
Old Isolated Accreting Neutron Stars: The Diffuse X--ray Emission From The Galactic Center
研究了吸积星际介质的弱磁化（$B\sim 10^9$ G）中子星对银河系中心观测到的弥散X射线辐射的贡献。结果表明，在关于中子星和气体分布的相当保守的假设下，吸积光度可以解释2.5- 7 keV波段探测到的X射线通量中相当大的一部分，可能是大部分。特别是，模型结果与{ \it Granat\/}数据进行了比较，并显示出在通量能量和径向分布的一般协议。
1996-05-14 astro-ph
Gravitational Waves from a Population of Galactic Neutron Stars
大量不对称的旋转中子星的存在，每个中子星都在100 Hz左右的频带内单独发射周期性或准周期性引力波，通过利用天线相对于固定恒星改变其方向时接收到的波的幅度调制，提高了探测它们的组合信号的可能性。这种调制与源分布中存在的各向异性的量直接相关，并且如果被检测到，可以提供关于我们银河系中中子星空间分布的有价值的信息。
1998-01-05 astro-ph
The Collapse of Neutron Stars in High-Mass Binaries as the Energy Source for the Gamma-Ray Bursts
最近的一些观测表明，如果把事件放在宇宙学距离上，那么伽玛射线暴的能量来源仍然是理解伽玛射线暴的一大谜团。目前流行的模型包括：（1）两颗中子星或一颗中子星与一颗黑洞双星的合并;（2）近距离双星中一颗大质量成员坍缩的超新星场景。当中子星的质量超过$M_{max}\approx3M_{\odot}$时，它将不可避免地坍缩成黑洞，从而释放出总的束缚引力能$\sim10^{54}$ erg。因此，我们半经验地探讨了在一个由中子星和O/B型伴星组成的大质量X射线双星系统中，伽玛暴的能量来源于中子星的吸积诱导坍缩（AICNS）的可能性。这是因为大量的$\sim10^{-3}$ -$10^{-4}M_{\odot}$ yr $^{-1}$可能通过罗氏瓣溢出转移到中子星上，主要是在螺旋进入阶段，当它进入伴星的包络线时，这可能最终导致在中子星与伴星的核心合并之前的AICNS。在这种情况下，由于伴星内部爆炸周围恒星物质的不均匀性，自然会出现一个带有中等光束的“脏”火球，并且一小部分能量（$\sim0.1%$）就足以产生观测到的伽马射线暴。此外，伴星的大部分喷射物质具有相对较慢的膨胀率，可能会成为余辉。假设一个星系的非演化模型，我们估计，AICNS事件的出生率约为每天2体积内红移$z=1$的$Ω_0=1$宇宙，与报告的伽玛暴率一致。
1997-12-09 astro-ph
Production of neutrons, neutrinos and gamma-rays by a very fast pulsar in the Galactic Center region
AGASA和SUGAR小组从银河系中心方向报告的$\sim 10^{18}$ eV附近的宇宙射线过剩，我们认为这可能是由高密度介质中的一颗年轻的非常快的脉冲星引起的。脉冲星将铁原子核加速到能量为$\sim 10^{20}$ eV，这是银河系最高能量宇宙射线起源模型所假设的。铁核在脉冲星形成约1年后，离开超新星包层而没有能量损失，并扩散到银河系致密的中心区域。它们中的一些与背景物质碰撞产生中子（来自Fe的衰变），中微子和伽马射线（在非弹性碰撞中）。Wse认为，在脉冲星形成后的特定时间产生的中子是观测到的$\sim 10^{18}$ eV宇宙射线过剩的原因。从归一化的计算中子通量的宇宙线过剩中观察到的，我们预测的中微子和γ射线通量。已经发现，1公里的$^2$中微子探测器的冰立方型应检测从几个到几个事件，每年从银河系中心，这取决于所考虑的模型的参数。如果脉冲星是在大约$3-10\times 10^3$年前在一个巨大的分子云中产生的，那么未来的切伦科夫望远镜系统（CANGAROO III，HESS，VERITAS）应该能够观测到来自银河系中心的1 - 10 TeV的$γ$射线。
2001-12-01 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
The Galactic Double-Neutron-Star Merger Rate: Most Current Estimates
结合PSR J 0737 -3039的发现，总结了我们对双中子星（DNS）星系合并率的研究结果。我们还提出了以前未发表的结果合并率值的“全球”概率分布，将目前已知的系统从射电脉冲星光度函数。从全球分布中获得的最有可能的值仅为每百万年约15个，但需要对当前脉冲星样本和射电光度进行重新分析，以可靠地评估最佳拟合分布。最后，我们使用我们对DNS形成的理论理解来计算当前Ib/c型超新星速率估计的DNS合并速率的可能上限。
2004-08-11 astro-ph
Gamma-Ray Bursts from High Velocity Neutron Stars
我们通过计算银盘中高速诞生的中子星的空间分布，并将得到的亮度和角分布与BATSE数据进行比较，研究了$γ$射线爆发的星系晕模型的可行性。我们发现，星系晕模型可以再现中子星反冲速度$\simgreat 800$ ~ \kms、源开启年龄$\simgreat 10$ ~Myrs和采样深度$100{\rm~kpc}\simless d_{max} \simless 400$ ~kpc的BATSE峰值通量和角分布数据。
1995-08-20 astro-ph
The Galactic Formation Rate of Eccentric Neutron Star-White Dwarf Binaries
在本文中，我们考虑人口的偏心双星与中子星和白矮星已揭示在我们的星系在最近几年通过双脉冲星观测。我们应用我们的统计分析方法（Kim，Kalogera，& Lorimer 2003），并根据经验计算这些双星的银河系形成率。然后，我们比较我们的结果与速率预测的基础上二进制人口合成从不同的研究小组和各种范围的模型输入参数。对于我们的参考模型，我们发现这些偏心系统的银河系形成率约为每百万年7个，比双星演化估计的结果小一个数量级。然而，经验估计的计算没有修正脉冲星聚束，因此，他们应该被视为下限。尽管不确定性超过了一个数量级，但各种费率计算有很大的重叠。这种一致性使我们相信，我们目前对这些偏心NS-WD双星形成的理解是合理的。
2004-08-13 astro-ph
Galactic Cosmochronometry from Radioactive Elements in the Spectra of Very Old Metal-Poor Stars
在一个简短的评论中子捕获元素丰度在星系晕的明星，重点放在使用这些元素来估计年龄的星系晕。晕星中子俘获元素的两个突出特点是它们在总体丰度水平上相对于较轻元素的大的星-星散射，以及在最低恒星金属丰度下r过程丰度模式的主导地位。r-过程的丰度签名可能允许直接确定最早的星系晕核合成事件的年龄，但r-过程理论的进一步发展，非常贫金属恒星的高分辨率光谱，以及基本的原子数据需要缩小年龄估计的不确定性。注意的重要性，准确的跃迁几率在中子俘获元素宇宙定年。最新进展的过渡概率的稀土元素进行了讨论，以及对其他物种的未来工作的建议。
2001-09-12 astro-ph
An inhomogeneous model for the Galactic halo: a possible explanation for the spread observed in s- and r-process elements
我们提出了一个相当大的分散的中子捕获元素的丰度在太阳附近的低金属丰度的恒星中观察到的α-元素相比，观察到的小恒星到恒星的散射的解释。我们已经开发了一个随机化学演化模型，其中的主要假设是一个随机形成的新的恒星的条件下，累积质量分布遵循一个给定的初始质量函数。利用我们的模型，我们能够再现低金属丰度恒星中中子捕获元素和α元素的不同分布。中子俘获元素和α-元素观测到的不同扩散的原因在于恒星的随机诞生，再加上α-元素和中子俘获元素起源于不同的恒星质量范围。特别是，α元素的生产地点是整个大质量恒星的范围，从10到80 Msun，而中子捕获元素的生产质量范围在12到30 Msun之间。
2008-02-05 astro-ph
Three Additional Quiescent Low-Mass X-ray Binary Candidates in 47 Tucanae
我们确定通过他们的X射线光谱一个特定的（W37）和两个可能的（W17和X4）静态低质量X射线双星（qLMXB）包含中子星在一个长时间的钱德拉X射线曝光的球状星团47 Tuccenda，除了两个以前已知的qLMXB。W37的光谱主要是由一个类似黑体的成分组成，这与10 km中子星的氢大气辐射一致。W37的光变曲线显示出强烈的X射线变化，我们将其归因于其吸收柱深度的变化，日食周期可能为3.087小时。在我们的大部分曝光中，W37的类黑体辐射（假设来自中子星表面）几乎完全被遮蔽，但仍有一些软X射线（来源不明）。另外两个候选者，W17和X4，呈现出由较硬组分主导的X射线光谱，符合光子指数~1.6-3的幂律。W17和X4都需要一个额外的软组件，它可以与10 km的氢-大气中子星模型相匹配。X4显示出显著的变异性，这可能是由于其幂律或氢-大气光谱成分。W17和X4的X射线亮度都很低，Lx（0.5-10 keV）~5*10^{31}尔格/秒。所有三个候选的qLMXB在其他球状星团中都很难识别，这表明在球状星团中还有一个更暗的qLMXB储存库，其数量可能与先前识别的天体数量相似。推测在47 Tuc中存在的毫秒类星体的数量比47 Tuc中qLMXB的数量大不到10倍，这表明对于分别为10和1 Gyr的典型推断寿命，它们的出生率是相当的。
2004-12-06 astro-ph
Probing the Neutron-Capture Nucleosynthesis History of Galactic Matter
由中子俘获过程形成的重元素有一个有趣的历史，从中我们可以提取有用的线索和限制的过程本身的特点和恒星形成和银河系物质的核合成历史。在这方面，特别令人感兴趣的是极度缺乏金属的恒星的重元素组成。在金属丰度[Fe/H] <=-2.5时，在质量区域超过钡（A >= 130-140）的元素被发现（在非富碳恒星中）是纯r过程产物。将大质量恒星和相关的II型超新星提供的环境确定为r过程场所似乎是令人信服的。增加重S过程的水平（例如，钡）的丰度随金属丰度的增加而增加，反映了来自低质量和中等质量（M1 -3 Msol）恒星的延迟贡献，这些恒星在AGB演化阶段为主要的s-过程核合成成分提供了场所。质量区60 <~ A <~ 130的新丰度数据提供了对可能的替代r过程位置的识别的洞察。我们回顾了最近在低金属丰度晕星和盘星的重元素丰度的观测研究，讨论了观察到的趋势，根据核合成理论，并探讨这些结果的银河系化学演化，核合成，和核宇宙年代学的一些影响。
2002-09-16 astro-ph
On the kinematics of the neutron star low mass X-ray binary Cen X-4
本文首次利用不同历元的光学图像对中子星低质量X射线双星{Cen X-4}的自行进行了测定。我们确定银河系的空间速度分量的系统，并发现它们是显着不同的平均值，其特征的运动学恒星属于晕，薄和厚盘的银河系。该系统的第二颗恒星的高金属丰度排除了晕的起源，并表明该系统可能起源于银河系盘。对银河系运动的统计分析显示，这颗双星在一个高度偏心（$e\simeq 0.85\pm0.1$）的轨道上运动，与银河平面的倾角为$\simeq 110^\circ$。大的银河系空间速度分量强烈支持超新星爆炸产生的高出生反冲可能将系统从银河系圆盘的出生地推进到这样的轨道。次级星系中的锂丰度很高，与恒星形成区的恒星和年轻的星团（如昂宿星团）相当，这可能表明该系统是在相对较新的时期形成的。沿着轨道回溯，我们发现该系统可能在$\sim$ 1亿~ 2亿年前位于银河系圆盘的内部区域。中子星可能就是在那一刻形成的。然而，我们不能排除的可能性，该系统形成的时间要早得多，如果锂生产机制存在于这个LMXB。
2005-02-22 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
COSMIC RAYS FROM ACCRETING ISOLATED NEUTRON STARS
星际物质被吸积到银河系中孤立的磁性中子星上（按数量计为$\sim 10^9$），被包裹恒星的磁流体动力学冲击加速并反射回来。银河系$L_{cr,ns}$中的积分功率为$ \sgreat 10^{40} {\rm erg \ s^{-1} }$，能量分布为谱指数$> 2$的幂律，粒子能量可提高到$10^6$ GeV，与银河系初级宇宙射线的功率和谱一致。对$L_{cr,ns}$的主要贡献来自少数位于稠密云内的$\sim 10^7$孤立中子星。这些云中的源通常分布在银盘内，可以解释高能宇宙射线在银盘中的集中，这是从伽玛射线观测中的π衰变谱推断出来的。这些中子星的软X射线光度与银河系的X射线背景一致。这种吸积可能与离子中性偏置有关，离子中性偏置通过冻结磁场中的离子约束进一步增强，这可以提高宇宙射线中第一电离势（FIP）元素的相对丰度。
1995-01-23 astro-ph
On the Chandra X-ray Sources in the Galactic Center
最近钱德拉对银河系中心区域的深空探测揭示了一个微弱的硬X射线源群的存在。虽然这个群体的性质是未知的，但很可能是几种类型的恒星物体造成的。对于涉及双星系统的源，已经提出了吸积白矮星和具有主序星伴星的吸积中子星。在吸积的中子星系统中，以往的研究主要集中在恒星风源上。在本文中，我们指出，通过罗氏瓣溢出（RLOF）发生传质的二元系统也可以有助于这个X射线源的人口。对银河系中心区的双星粒子数合成进行了研究，发现除了大质量恒星的核坍缩外，大质量ONeMg白矮星的吸积诱导坍缩是形成中子星的演化通道. RLOF系统将表现为瞬态，其静态亮度在2 keV以上，范围为10^31-10^32尔格/秒。结果表明，在Muno等人（2003）的调查中，RLOF系统主要对微弱的X射线源群起作用，而风馈系统对灵敏度较低的Wang等人（2002）的调查起作用。然而，我们的研究结果表明，吸积中子星系统不太可能是银河系中心微弱X射线源人口的主要贡献者。
2004-11-18 astro-ph
Galactic Populations of Ultracompact Binaries
最近RXTE和钱德拉发现的低质量X射线双星与超短轨道周期启动了理论工作的起源，这些奇特的系统。利用星轨粒子数合成程序分析了银河场中X射线超紧双星的形成和演化。预测了银河系中存在中子星或黑洞吸积体的UCB的相对数量。我们的研究结果表明，标准的进化方案涉及原始双星可以足以产生银河系领域的UCB，而不需要额外的过程与密集的恒星环境中的核心球状星团。与之前的研究相反，我们发现这些系统的大多数直接祖先由氢耗尽的供体和ONeMg白矮星组成。这些系统的演化导致吸积诱导白矮星坍缩为中子星，这在大多数银河系UCB的形成中起着重要作用。我们预测，随着X射线活跃的UCB托管中子星的数量增加一个数量级，一个系统与黑洞吸积可能会被发现。
2003-12-18 astro-ph
Young isolated neutron stars from the Gould Belt
用粒子数合成模型研究了年轻冷却的中子星的局部粒子数的起源，该模型考虑了Gould带中出生的中子星以及银河系盘中出生的中子星的贡献。我们估计它们在软X射线波段的发射作为距离和年龄的函数，并构建对数N -对数S分布。结果表明，包含的中子星从古尔德带提供了一个很好的拟合所观察到的LogN-LogS分布。由于太阳位于古尔德带内，人们可以自然地解释相对局部过剩的大质量祖星，并可以消除以前从模型中报告的相对明亮（$\ga 0.1$ ROSAT PSPC cts s $^{-1}$）冷却中子星不足的困难，其中只有银河系圆盘的中子星被占。
2003-04-08 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
A Candidate Neutron Star Associated with Galactic Center Supernova Remnant Sagittarius A East
我们目前的成像和光谱研究的超新星遗迹（SNR）人马座（Sgr）A东从深层观测与{ \it钱德拉X射线天文台}。的空间分辨光谱分析的Sgr A东揭示了存在的两个温度的热等离子体（$kT$ $\sim$ 1千电子伏和5千电子伏）附近的SNR的中心。中心区域主要由高度电离的富铁喷出物的排放。我们估计一个保守的上限总铁喷出物质量的SNR，M $_{Fe}$ $<$ 0.27 M $_{\odot}$。与标准SN核合成模型的比较表明，这铁的质量限制是一致的，与第二类SN爆炸的起源Sgr A东。另一方面，软X射线发射向北延伸的SNR可以被描述为一个单一的温度（$kT$ $\sim$ 1.3 keV）的热等离子体与正常的化学成分。因此，信噪比的这一部分是来自加热的星际介质的X射线发射，而不是富含金属的恒星喷出物。我们指出，一个硬点状源CXOGC J174545.5 $-$ 285829（所谓的“炮弹”）在SNR的北部边缘显示出不寻常的X射线特征之间的其他银河系中心的来源。该源的形态、光谱和时间特征表明它是一颗高速中子星。基于SNR Sgr A East的II型起源和两者之间的接近，我们提出CXOGC J174545.5 $-$ 285829是一颗高速中子星候选者，诞生于核心塌陷SN，也创造了SNR Sgr A East。
2005-06-08 astro-ph
BeppoSAX-WFC monitoring of the Galactic Center region
我们回顾了BeppoSAX宽视场X射线照相机（WFCs）的银河系中心活动所获得的结果。这是关于发光低质量X射线双星（LMXB）的研究。当指向银河系中心时，WFC的视野包含了银河系LMXB人口的一半以上。实验结果证明了WFC探测X射线瞬态的能力。首先，WFC将银河系热核X射线爆发的已知数量扩大了50%。现在至少有一半的LMXB被确定为爆炸，因此，包含一个中子星作为紧凑的吸积体，而不是一个黑洞候选者。我们提供了目前已知的所有76个爆裂物的完整列表，包括新病例1 RXS J170854.4-321857。其次，WFC发现了一群微弱的瞬变，峰值亮度高达~10^37 erg/s，持续时间从几天到几周不等。其中一颗是第一颗以吸积为动力的毫秒脉冲星SAX J1808.4-3658。第三，WFC对确定银河系球状星团中几乎所有（13个中的12个）发光的低质量X射线双星包含中子星而不是黑洞做出了相当大的贡献。因此，在97%的边缘置信水平上，星团中的中子星与黑洞的比率与银河系盘中的比率不同。
2004-03-04 astro-ph
Population synthesis for symbiotic stars with white dwarf accretors
我们用星族合成程序对白矮星吸积体共生星进行了详细的研究。我们估计银河系中与白矮星吸积体共生的恒星总数为1，200 - 15，000。这一范围与观测估计相符。定义共生星的诞生率和数量的两个关键物理参数是白矮星吸积的效率（这在很大程度上取决于共同包层阶段后的组分分离和恒星风速）和白矮星在氢点火前积累的氢层质量。理论估计共生新星的银河系发生率范围从每年约1.3到约13.5，其中弱共生新星包括每年约0.5到6.0，这取决于模型假设。我们模拟了共生星在轨道周期、组分质量、冷组分质量损失率、热组分质量吸积率和组分光度上的分布。与观察结果一致是合理的。
2006-08-22 astro-ph
Stochastic background from extra-galactic double neutron stars
我们提出的蒙特卡罗模拟的星系外人口的吸气双中子星，并估计其贡献的天体物理引力波背景，在地面干涉仪的频率范围内，对应于最后一个稳定轨道前的最后一千秒时，超过96%的信号被释放。我们表明，在红移z>0.5的源有助于一个真正的连续的背景，可以检测到相关的第三代干涉仪。
2007-07-30 astro-ph gr-qc
Short gamma-ray bursts from binary neutron star mergers in globular clusters
短伽马射线暴（GRB）在椭圆星系中的首次定位表明，它们是由古老的恒星星族中的双中子星（DNS）双星合并产生的。在球状星团中，星团核心中非常古老的恒星的极端密度有效地产生和交换紧凑的双星，这是产生合并NS的自然环境。它们还允许一些短的伽玛暴从它们的宿主星系偏移，而不是由大质量双星形成的DNS系统，这些双星似乎留在星系盘中。从一个简单的缩放从第一个DNS观察到的一个星系球状，这将产生一个短的伽玛暴在~ 300 My，我们提出的数值模拟表明，~10-30%的短伽玛暴可能产生的球状星团与更多的DNS合并和短伽玛暴预测的星系盘。对速率的计算表明，盘状短伽玛暴的光束更多，这可能是由于DNS自旋轨道对准（球状星团中DNS系统的随机性）增加了合并角动量，以及次级NS上更大的磁场。
2005-12-30 astro-ph
On the origin of hyperfast neutron stars
我们对超快中子星的起源提出了一种解释（例如PSR B1508+55，PSR B2224+65，RX J 0822 -4300）的假设，他们可能是一个高速大质量恒星的对称超新星爆炸的残余物（或其氦核）达到其特有的速度，（类似于中子星）在一个年轻的大质量星团的核心强烈的三体或四体动力学遭遇的过程中。这一假设意味着星团的致密核心（位于银河系盘或银河系中心附近）也可能产生所谓的超高速恒星-以约1000公里/秒的速度移动的普通恒星。
2007-12-27 astro-ph
Galactic chemical evolution of heavy elements: from Barium to Europium
我们遵循的元素从Ba到Eu的银河系的化学演化，使用一个演化模型适合复制一个大的银河系（本地和非本地）和河外的约束。丰中子核的输入恒星产额被分为s过程和r过程分量。在低质量的热脉冲渐近巨星分支星中，s过程元素的产生来自两个中子源的联合操作：占主导地位的反应13 C（α，n）16 O，在脉冲间阶段的辐射条件下释放中子，以及反应22 Ne（α，n）25 Mg，在热不稳定性期间略微激活。由此产生的s过程分布强烈依赖于恒星的金属丰度。对于本文所讨论的标准模型，在Z = Z_sun/4附近出现了Ba峰元素的急剧产生。关于r-过程的产量，我们假设r-核的生产是一个主要的过程发生在恒星附近的最低质量限制的II型超新星的祖先。对每个核的r-贡献计算为在太阳系形成时期其太阳丰度与银河系化学演化模型给出的s-贡献之间的差异。我们比较我们的结果与光谱丰度的元素从Ba到Eu在不同的金属丰度（主要是从F和G星）表明，所观察到的趋势可以理解的中子俘获核合成的现有知识的光。最后，我们讨论了一些新出现的功能，值得进一步审查。
1999-03-30 astro-ph
Galactic Point Sources of TeV Antineutrinos
高能宇宙线实验已经确定了银河平面区域在$10^{18}$ eV（EeV）附近的有限能量范围内的过剩。这是非常有可能的中子作为候选原色，因为定向信号需要相对稳定的中性原色，并且当中子能量超过EeV时，时间膨胀的中子可以从典型的银河系距离到达地球。我们在此指出，如果银河信使是中子，那么能量低于1个电子伏特的中子将在飞行中衰变，从而提供1个电子伏特以上的宇宙反中微子流，这在更大规模的中微子观测站是{ \it可观测的}。例如，在IceCube等探测器中，每年超过1 TeV的预期事件率为20个反中微子簇射（所有类型）和4个$\bar ν_μ$事件的$1^\circ$方向信号。测量这个通量可以用来确定第一个TeV反中微子的地外点源。
2004-08-19 astro-ph hep-ph
Sgr A East as a possible high energy neutron factory in the Galactic Centre
Sgr A East是一个超新星遗迹，位于银河系中心（GC）几个秒差距内。有很好的理由相信这个物体是HESS在GC方向上探测到的伽马射线过量的来源，这意味着Sgr A East可能是一个有效的宇宙射线加速器。一些观测结果表明，该区域可能存在强磁场，使人马座A东侧的复合核加速超过EeV。我们表明，如果是这种情况下，EeV的中子应该有效地产生的超高能核的光衰变到红外光子背景（与温度$\sim 40$ K），其中Sgr A东嵌入。具有这种能量的中子可以在衰变之前到达地球，并且可以在GC方向上以CR点状过剩的形式被检测到。我们确定了预期的能量谱和振幅的信号表明，它可能是可测量的AUGER天文台。
2005-07-28 astro-ph hep-ph
The AGASA/SUGAR Anisotropies and TeV Gamma Rays from the Galactic Center: A Possible Signature of Extremely High-energy Neutrons
最近对来自两个广泛的空气簇射宇宙射线探测器的数据集进行的分析显示，朝向银河系中心（GC）的宇宙射线各向异性过剩的证据诱人，这些宇宙射线在$10^{18}$ eV附近“打开”。我们证明，各向异性可能是由于在银河系中心通过质子-质子碰撞，在入射的电荷交换，高能质子服从$\sim E^{-2}$幂律与加速在一个强冲击中子。我们表明，由EGRET GC源3EG J1746-2851的伽马射线信号提供的归一化-归因于在GeV能量的pp诱导中性π介子衰变-连同一个非常合理的光谱指数2.2，预测在$\sim 10^{18}$ eV的中子通量与极高能量的宇宙射线数据完全一致。同样，HESS空气切伦科夫望远镜在TeV能量下的最新GC数据提供的归一化与$\sim 10^{18}$ eV宇宙射线数据几乎同样兼容。然而，有趣的是，EGRET和HESS的数据本身似乎不兼容。我们考虑这种差异的影响。我们讨论了为什么银河系中心的环境可以允许扩散冲击加速在强烈的冲击能量接近脚踝的宇宙射线谱。最后，我们认为激波加速可能发生在人马座A东的壳层中，这是一个非常靠近银河系中心的不寻常的超新星遗迹。如果各向异性和人马座A东之间的这种联系能够被牢固地建立起来，那么它将是第一个直接证据，证明一个特定的银河系宇宙射线源的能量高达脚踝附近。
2004-08-10 astro-ph hep-ph
The Probability Distribution of Binary Pulsar Coalescence Rates. I. Double Neutron Star Systems in the Galactic Field
已知对有两颗中子星的密近双星（NS-NS）的银河系合并率（R）的估计有很大的不确定性（大约两个数量级），这主要是因为被探测到的射电双星系统数量很少。我们提出了一种分析方法，使我们能够估计银河系的NS-NS合并率使用当前观察到的样本，重要的是，分配这些估计的统计意义，并计算允许的范围内的值在不同的置信水平。该方法包括模拟所有相关无线电脉冲星调查中固有的选择效应和概率分布的贝叶斯统计分析。根据不同的脉冲星种群模型，银河系合并速率（R_peak）最有可能的值在每百万年2-60之间。对于我们的参考模型1，采用脉冲星布居特性的最可能估计，在68%的统计置信水平下，我们得到R_tot = 8 - 5 ^+9/Myr。LIGO初始和改进LIGO的NS-NS螺旋探测率分别为3 - 2 ^{+4} × 10 ^{-3}/年和18 - 11 ^{+21}/年。
2002-10-21 astro-ph gr-qc
Stochastic background from inspiralling double neutron stars
本文综述了银河系外的吸入双中子星对LISA天体物理引力波前景的贡献。使用最近拟合的恒星形成率，我们表明，超出$z_*=0.005$的源有助于一个真正连续的背景，这可能会主导LISA仪器的噪音范围$3 \simeq 10^{-4}$ - $1 \times 10^{-2}$赫兹和压倒银河WD WD混淆噪音的频率大于$ν_o \simeq 2\times 10^{-3}$。
2006-12-30 astro-ph gr-qc
Probing Quark Matter In Neutron Stars
中子星内部夸克物质的存在可能在基本观测中具有独特的特征，例如（i）质量和半径[1]，（ii）表面温度与年龄[2]，（iii）毫秒恒星的自旋下降率[3]，以及（iv）未来星系核坍缩超新星的中微子光度[4]。我强调了这些领域的最新进展，以评估如何通过SuperK，SNO和其他正在考虑的探测器（包括UNO [5]）中来自未来银河系超新星的$ν-$信号以及新一代卫星（如HST，Chandra和XMM）的多波长光子观测来确认理论。
2001-05-16 astro-ph hep-ph nucl-th
Microlensing Neutron Stars
我们研究了中子星在引力微透镜事件中作为星系核球或旋臂的引力微透镜的可能性，通过引力微透镜对中子星的观测，可以独立于双星系统中脉冲星的性质来估计中子星的质量。基于两种不同的脉冲星分布模型，我们估算了中子星对光学厚度和透镜率的贡献。由于所有中子星中只有一小部分是微中子星，因此不太可能偶然发现一颗充当微中子星的脉冲星。对已知的射电双星与观测到的微透镜候选者在星系核球和旋臂的位置进行比较，没有发现候选者对，这与理论预期一致。为了提高脉冲星引力微透镜化的可能性，我们建议寻找附近已知高自行脉冲星的引力微透镜事件。脉冲星PSR J 1932 + 1059是天体测量探测引力透镜的一个很好的候选者。
2002-04-25 astro-ph hep-ph nucl-th
