Constraining the Birth Events of Neutron Stars
巴德和兹威基关于超新星产生中子星的预言，并没有让我们对这些天体所显示的各种各样的观测现象有所准备。事实上，在对中子星进行实证研究的头30年里，只有少数中子星被发现与爆炸恒星的残余物有关。但是最近的X射线和射电观测已经大大证明了超新星和中子星之间的理论联系，并揭示了新生的致密残余物所具有的广泛性质。我们在这里回顾我们目前的知识状态有关中子星超新星遗迹协会，指出的陷阱和这样的联系举行的承诺。我们讨论中子星速度的范围，初始自旋周期，和磁场强度，以及脉冲星风星云的流行的工作。在中子星人口学的插槽举行的AXP，SGR，无线电安静中子星，和其他居民的动物园被认为是。我们还提出了一个全面普查的中子星遗迹协会的尝试，并讨论了选择的影响，不利于找到更多这样的关系。我们的结论是，没有迫切需要调用大型黑洞或沉默的中子星人口，并在未来几年举行了巨大的希望，产生一个更完整的理解中子星出生参数和随后的演变。
2002-02-06 astro-ph
Proto-Neutron Star Winds, Magnetar Birth, and Gamma-Ray Bursts
我们首先回顾了热中微子驱动的原中子星（PNS）风的理论。包括磁场和旋转的影响，然后，我们推导出的质量和能量损失从磁驱动的PNS风的相对论和非相对论外流，包括重要的多维考虑。通过这些简单的分析标度，我们认为具有毫秒旋转周期的原磁星在核心坍缩后几秒钟产生相对论风，其光度、时间尺度、质量负载和内部冲击效率有利于产生长持续时间的伽马射线暴。
2007-04-05 astro-ph
Birth rates of SGRs and AXPs: delayed amplification of magnetic field
我们提出了新的测定AXP和SGRS的出生率及其相关的SNR。我们发现AXP/SGR的高出生率为1/（500岁），相关SNRs的高出生率为1/（1700岁）。这些高速率表明，所有的大质量恒星（大于~ 25 M_sun）都会产生具有类磁星场的遗迹。最近的观测表明，化石场不能解释祖星中如此高的场。中子星诞生期间的发电机机制需要比观测或理论表明的更快的自旋速率。在这里，我们提出了中子星的形式与正常（~ 10^{12} G）磁场，然后放大到10^{14}-10 15} G后，延迟几百年。这种放大被推测是色铁磁性的结果，发生在中子星核心达到夸克解除禁闭密度之后。这种延迟放大的现象，使得同时解释AXP/SGR的高出生率和高磁场，以及它们与大质量恒星的联系，变得困难重重。
2007-12-06 astro-ph
Supernova explosions and the birth of neutron stars
我们在这里报告的最新进展，了解中子星的诞生条件和超新星爆炸的方式。更复杂的数值模型导致了超新星核心新现象的发现，例如停滞超新星激波对低模非径向变形的一般流体动力学不稳定性，以及新生中子星表面和核心引力波活动的激发。两者都可以对爆炸的开始产生支持性或决定性的影响，前者通过在激波后气体中加热中微子来改善能量沉积的条件，后者通过为发展中的爆炸提供增加中微子能量传递的声能流来实现。虽然最近的二维模型表明，中微子驱动的机制可能是可行的恒星从大约8个太阳质量到至少15个太阳质量，声能输入已被提倡作为替代，如果中微子加热失败。磁流体动力学效应构成了另一种引发爆炸的方式，与足够快速旋转的恒星核心的坍塌有关，可能与磁星的诞生有关。在最近的模拟中看到的全球爆炸的不对称性甚至为年轻中子星的最高测量反冲速度提供了解释。
2007-12-20 astro-ph
The Birthrate of Magnetars
磁星是具有超强磁场的中子星（$B\sim 10^{14} - 10^{15}$ G），以软伽马射线中继器和异常X射线中继星的形式表现出其奇异的性质。这项研究估计磁星的出生率为每世纪$\sim$ 0.22，银河系人口包括$\sim$ 17个对象。根据ROSAT全天巡天探测到的五颗异常X射线双星，通过将它们的数量与一个明确定义的体积中的大质量OB星的数量进行比较，进行了星族合成。此外，在同一次巡天中发现的7颗X射线昏暗孤立中子星的诞生率为每世纪$\sim$ 2颗，银河系中有$\sim$ 22，000颗天体。
2007-09-07 astro-ph
X-ray binaries and their descendants: binary radio pulsars; evidence for three classes of neutron stars?
Pfahl等人（2002）最近的一个重要发现是，存在两类Be X射线双星：一类是轨道偏心率较小（<0.25）的双星，其中中子星在出生时几乎没有受到任何反冲速度;另一类是轨道偏心率较大的双星，其中中子星在出生时受到100 km/s量级的反冲速度。此外，许多双中子星（7颗中有5颗）的轨道离心率很低（0.09 ~ 0.27），这表明它们的第二颗中子星在出生时几乎没有受到任何速度反冲。这些第二代出生的中子星往往质量较低（1.25至1.35 Msun）。提出低质量低反冲中子星是由初始质量小于12-14 Msun的恒星的简并O-Ne-Mg核的电子俘获形成的，而高反冲中子星则是由初始质量大于12-14 Msun的恒星的铁核的光致衰变坍缩形成的。后一组可以进一步细分为两类不同的质量。
2004-07-21 astro-ph
Why pulsars rotate and move: kicks at birth
射电星被认为具有0.02-0.5秒的自旋周期和100-1000 km/s的空间速度，并且它们被推断具有10^{11}-10 ^磁场。银河系中一颗正常恒星的平均空间速度只有30公里/秒，这意味着恒星在出生时必须接受大量的“踢”。在这里，我们提出，出生的特点，出生的人有一个简单的物理连接彼此。在爆发前的10年内，由核心和外壳之间的差异旋转所维持的磁场将使整个恒星保持在近似均匀旋转的状态。这样一个缓慢旋转的核心的角动量比解释恒星旋转所需的角动量小1000倍。虽然在出生时“踢”中子星的具体物理过程尚未确定，但除非它的力正好迎面施加，否则它也会导致中子星旋转。我们确定这一过程的起源自旋的恒星。这样的反冲将导致恒星的速度和自旋矢量之间的相关性。我们预测，许多中子星诞生时的周期大于2 s，永远不会成为射电巨星。
1998-03-17 astro-ph
CCO Pulsars as Anti-Magnetars: Evidence of Neutron Stars Weakly Magnetized at Birth
我们对两个中心致密天体的新研究，PSR J1210-5226（P = 424 ms）和PSR J1852+0040（P = 105 ms），使我们得出结论，弱的出生磁场塑造了它们独特的观测特性。在偶极自旋下降形式中，它们的周期导数的2-σ上限<2 E-16，这意味着表面磁场强度B_s <3E-11 G，并且它们出生时的自旋周期等于它们现在的周期的三位有效数字。它们的X射线光度超过各自的自旋下降光度，这意味着它们的热光谱来自剩余冷却，可能部分来自超新星碎片的吸积。对于足够弱的磁场，一个吸积盘可以穿透光圆柱体并与磁层相互作用，同时对中子星产生的扭矩保持在观测范围内。我们提出以下无线电安静CCO的起源：磁场，来自一个湍流发电机，是较弱的，如果NS形成旋转缓慢，这使得它能够吸积SN碎片。吸积不包括射电脉冲星巡天中出生时B_s均为0.1的中子星< 1E11 G and P >，在射电脉冲星巡天中，除了非常古老（> 4000万年）或回收的中子星外，不会遇到这种弱场。我们预测，这些出生属性是常见的，并可能是最年轻的检测到的中子星，CCO仙后座A，以及一个未被发现的婴儿中子星在SN 1987 A残余的属性。鉴于在Cas A周围发现的远红外线回波，并归因于类似SGR的爆发，通过计时来确定Cas A是否拥有磁星尤为重要。如果不是磁星，Cas A NS可能经历了一次相变（corequake），为光…
2007-11-10 astro-ph
The birth of strange stars and their dynamo-originated magnetic fields
它表明，原奇异星（PSS）可以是对流的，有两种可能的情况下描述他们的湍流。除了小于中微子平均自由程的局部湍流外，还可能发生大尺度（~1 km）对流，其性质类似于质子中子星（PNS）中的对流。因此，我们认为，在超新星爆炸后不久的去轻子化阶段，奇怪的恒星也可以产生发电机起源的磁场。根据奇异夸克物质和中子物质发电机作用的不同，是否可以区分奇异星和中子星，还需要进一步的详细研究。奇异星和中子星的磁场在吸积阶段的衰减过程中也可能表现得非常不同。
2001-03-28 astro-ph
Structure of rapidly rotating strange stars: salient differences from neutron stars
比较了快速旋转奇异星与中子星的结构参数。的显着差异指出。
2001-11-30 astro-ph
Evolution of a Neutron Star From its Birth to Old Age
描述了中子星从原始中子星的诞生到冷的、催化的结构的老年演化的主要阶段。原中子星是在超新星爆炸后形成的，它的演化是由中微子扩散控制的。它的中微子信号是对其内部结构和组成的有价值的诊断。在它从一个热的、富含轻子的物质转变为一个冷的、催化的残余物的过程中，它有可能坍缩成一个黑洞，从而突然终止中微子的发射。基本的微观物理学，在这里审查，控制其演变的状态方程的致密物质和相关的中微子不透明度。描述了几种模拟原始中子星演化的方法，这些方法涉及对致密物质组成的不同假设。它在诞生一百年左右后演化成一颗几乎等温的中子星，在接下来的一百万年里，它可能会通过X射线的热发射来观测。它的表面温度将取决于其核心中微子发射过程的速度，这取决于致密物质的组成以及其成分是否表现出超流性和超导性。热辐射的观测为确定中子星的半径提供了最好的希望。探讨了一个准确的半径测定的基本致密物质状态方程的影响。
2000-12-06 astro-ph nucl-th
Towards a self-consistent relativistic model of the exterior gravitational field of rapidly rotating neutron stars
我们提出了一个描述快速旋转中子星外部引力场的自洽相对论模型。这是通过匹配Manko等人（2000）发现的爱因斯坦场方程的新解和Cook等人（1994）计算的不同状态方程的中子星内部的数值结果来实现的。这种匹配过程为真空解决方案的五个参数的选择提供了约束。在此基础上，我们研究了在这些参数固定的情况下，快速旋转中子星的引力场的一些性质。
2003-01-23 astro-ph
On neutron star/supernova remnant associations
指出运动大质量恒星的空腔超新星爆发会导致中子星的诞生地与超新星遗迹的几何中心发生明显的偏移。因此：a）可以降低多个NS（例如PSR B1610-50、PSR B1757-24、SGR 0525 -66）的高隐含横向速度; b）NS的固有运动矢量不一定指向远离相关联的SNR的几何中心; c）可以扩大可能的NS/SNR关联的圆。讨论了一个观测测试，它可以让找到真正的出生地与中年SNR的NS，从而得到更可靠的估计，他们的横向速度。
2001-04-01 astro-ph
Influence of the symmetry energy on the birth of neutron stars and supernova neutrinos
通过数值模拟研究了质子中子星形成后，物态方程的对称能对质子中子星热演化的影响以及超新星中微子的性质。对于核物质的物态方程，我们采用相对论平均场论得到的两种不同对称能的物态方程。我们发现对称能对轻子剖面和中微子通量的演化起着至关重要的作用。
1995-06-07 astro-ph nucl-th
Precise Timing of the X-ray Pulsar 1E 1207.4-5209: A Steady Neutron Star Weakly Magnetized at Birth
我们分析了2000-2005年收集的超新星遗迹PKS 1209-51/52中1 E 1207.4-5209的所有X射线计时数据，发现了一个高稳定的自转，其P=424.130451（4）ms，周期导数为（9.6 +/- 9.4）E-17 s/s。这驳斥了先前关于这些数据中存在大量时间不规则性的说法。在偶极自旋下降形式中，周期导数的2 σ上限意味着能量损失率< 1.5E32 ergs/s，表面磁场强度B_p < 3.5E11 G，特征年龄τ> 2400万年。这个τ比剩余年龄大了3个数量级，这就要求脉冲星出生时就在它的当前周期旋转。1 E 1207.4-5209的X射线光度L（bol）~= 2 E33 ergs/s（2kpc），超过了它的自旋下降能量损失，这意味着L（bol）来自剩余冷却，可能部分来自超新星碎片的吸积。对于软X射线谱中的至少一条显著吸收线，B_p的上限足够小，以支持电子回旋模型。这是继Kesteven 79中的PSR J1852+0040之后，第二个可以证明的脉冲星旋转缓慢且具有弱B场的情况。
2007-04-18 astro-ph
A study of accretion discs around rapidly rotating neutron stars in general relativity and its applications to four Low Mass X-ray Binaries
在考虑广义相对论效应的情况下，计算了快速旋转中子星的吸积盘温度分布、吸积盘光度和边界层光度。我们比较了这些量的理论值与从EXOSAT数据推断的四个低质量X射线双星源XB 1820-30、GX 17+2、GX 9+1和GX 349+2的值，并约束了这些源的几个性质的值。根据我们的计算，GX 9+1和GX 349+2中的中子星是快速旋转的，更严格的状态方程是不利的。
2001-12-07 astro-ph
Massive Stars: Their Birth Sites and Distribution
恒星的IMF被发现是一个不变的萨尔彼得幂律（α =2.35）高于约1 Msun，但同时一个大质量恒星通常有一个以上的伴星。这限制了大质量恒星可能的形成场景，但也意味着真正的双星修正恒星IMF可能比Salpeter，α>2.7更陡峭。一个显着的一部分，所有OB星被发现相对远离潜在的出生地点，这是最有可能的结果，从核心的动态喷射的双星丰富的星团。这样的核心由于动力学质量分离而迅速形成，或者它们是原始的。可能所有的OB星都是这样与低质量恒星一起形成星团的，它们对嵌入的星团有相当大的破坏性影响，因为它们迅速驱逐了剩余的气体，留下了膨胀的OB星协和束缚的星团。OB星的分布人口有一个测量的IMF与α约4，但这并不一定构成一个不同的物理模式孤立的恒星形成。一个陡峭的场星IMF是自然获得的，因为恒星形成的集群分布根据幂律集群质量函数。
2003-11-15 astro-ph
Light Curves for Rapidly-Rotating Neutron Stars
本文对快速旋转的中子星表面发出的光进行了光线追迹计算，以构造X射线爆发器和中子星的光变曲线。这些计算是为快速旋转的中子星的真实模型，其中考虑到正确的外部度规和恒星的扁圆形状。我们发现，最重要的影响所产生的旋转来自扁圆形状的旋转恒星。我们发现，近似旋转的中子星作为一个球体引入严重的错误，在拟合值的恒星的半径和质量，如果旋转速率是非常大的。然而，在大多数情况下，可以用球面近似法获得对比率M/R的可接受的拟合。
2006-09-12 astro-ph
General relativistic spectra of accretion discs around rapidly rotating neutron stars: Effect of light bending
我们目前的计算光谱，看到一个遥远的观察者，从吸积盘周围的快速旋转的中子星。我们的计算是在一个完全广义相对论的框架下进行的，旋转的精确处理。我们考虑了多普勒频移，引力红移和光弯曲效应，以计算所观察到的光谱。我们发现，光弯曲显着修改的高能量部分的光谱。文中还给出了慢转中子星的计算谱。这些结果对于模拟观测到的含有快速旋转中子星的低质量X射线双星的X射线谱具有重要意义。
2001-02-27 astro-ph
Temperature Profiles and Spectra of Accretion Disks around Rapidly Rotating Neutron Stars
在考虑广义相对论效应的情况下，计算了快速旋转中子星周围吸积盘的温度分布和X射线谱。计算的磁盘温度和光度与EXOSAT数据进行比较，以限制五个低质量X射线双星源的属性。我们用分析函数拟合我们的模型光谱，这反过来又可以用于常规的光谱拟合工作。我们的状态方程相关谱模型可能对约束中子星的状态方程模型有帮助。我们还比较了旋转中子星和旋转奇异星的性质，希望能给出一种可能的奇异星识别方法，这对验证奇异夸克物质假说具有重要意义。
2002-05-09 astro-ph
Possible evolutionary transition from rapidly rotating neutron stars to strange stars due to spin-down
我们提出了超新星爆炸后留下的{ \it快速旋转}中子星由于自旋下降而形成奇异星的设想。通过假设重子总质量守恒但角动量由于引力波发射和/或磁制动而丢失的过程，我们发现从快速旋转的中子星到缓慢旋转的奇异星的转变是可能的，大量的能量$\sim 10^{53} ergs $可能被释放出来.释放的能量可能成为超新星延迟爆炸的新能源。此外，我们的方案表明，与伽马射线暴相关的超新星可能成为未来观测引力波的候选目标。
2005-06-10 astro-ph
The Oblate Schwarzschild Approximation for Light Curves of Rapidly Rotating Neutron Stars
本文提出了一种在拟合X射线光变曲线时考虑快速旋转中子星扁率的简单方法。在以前的工作中，我们表明，在300赫兹以上的频率旋转引起的扁率产生的几何效应，需要考虑建模时的光变曲线提取约束的中子星的质量和半径。在我们的模型中，X射线从扁圆形中子星的表面发射，并沿着球形中子星的史瓦西度规的测地线传播到观测者。旋转引起的多普勒效应以与球形中子星相同的方式加入。我们表明，这个模型捕捉到最重要的影响，由于中子星的旋转。我们还解释了几何扁率效应如何能与某些发射几何的多普勒效应相媲美。
2007-04-05 astro-ph
General Relativistic Spectra from Accretion Disks around Rapidly Rotating Neutron Stars
我们计算了快速旋转的中子星周围的吸积盘的光谱。在计算恒星结构时考虑了广义相对论的全部效应。我们考虑了多普勒频移，引力红移和光弯曲效应，以计算所观察到的光谱。为了便于直接与观测比较，提出了一个简单的经验函数，它描述了数值计算的光谱。这个函数原则上可以用来区分牛顿能谱和相对论能谱。我们还讨论了用我们的谱模型约束中子星物态方程的可能性。
2001-12-06 astro-ph
Models of Rapidly Rotating Neutron Stars: Remnants of Accretion Induced Collapse
构造了不同旋转的新生中子星的平衡模型，它反映了快速旋转的白矮星吸积导致坍缩的结果。模型的建立分两步进行：（1）构造一个快速旋转的坍缩前白矮星模型;（2）构造一个与白矮星具有相同总质量和角动量分布的静止轴对称中子星。由此产生的坍缩物体由一个高密度的中央核心组成，大小约为20公里，周围是一个从旋转轴延伸超过1000公里的巨大吸积环。这些中子星的旋转动能与引力势能的比值在0.13到0.26之间，表明其中一些天体可能具有非轴对称的动力学不稳定性，可能会发出大量的引力辐射。
2001-07-06 astro-ph
Gravitational Radiation from Rapidly Rotating Nascent Neutron Stars
我们研究了一颗新形成的快速旋转的中子星的长期演化和引力波特征。中子星可能来自大质量恒星的核心坍缩，或者来自白矮星的吸积诱导坍缩。经过短暂的动力学阶段，新生中子星进入轴对称的、长期不稳定的平衡态。引力辐射通过棒模不稳定性驱动恒星到非轴对称的静止平衡位形。发射出的准周期性引力波有一个独特的特征：波的频率从几百赫兹向下扫到零，而波的振幅从零增加到最大值，然后衰减回零。目前正在建造的宽带引力波干涉仪可以探测到这种波信号。我们还描述了两种其他类型的引力波信号，可能会出现在原则上从一个快速旋转，长期不稳定的中子星：一个高频（$f\go 1000$ Hz）波，这增加了模式的速度的明星，和波，实际上增加了角动量的明星。
1994-08-17 astro-ph
Double Neutron Stars: Evidence For Two Different Neutron-Star Formation Mechanisms
在银河系圆盘中已知的八颗双中子星中，有六颗的轨道偏心率很低（< 0.27），这表明它们的第二颗中子星在出生时只受到非常小的速度反冲。这与B射线双星的情况类似，其中相当大一部分中子星在出生时几乎没有受到任何速度反冲（Pfahl et al. 2002）。六颗低偏心率双中子星中有五颗的第二出生中子星的质量非常低（在1.18 ~ 1.30 Msun之间）。这些低质量、低反冲的中子星是由质量小于3.5 Msun的氦星的简并O-Ne-Mg核的电子俘获坍缩形成的，而质量更高、反冲速度更快的中子星则是由初始质量更高的铁核坍缩形成的。不存在低速的单个年轻射电双星（Hobbs et al. 2005）与Podsiadlowski et al.（2004）提出的模型一致，在该模型中，简并O-Ne-Mg核的电子捕获坍缩只能发生在双星系统中，而不是在单星中。
2007-04-26 astro-ph
Temperature Profiles of Accretion Disks around Rapidly Rotating Neutron Stars in General Relativity and Implications for Cygnus X-2
考虑到广义相对论的全部效应，我们计算了快速旋转中子星（具有低表面磁场）周围（薄）吸积盘的温度分布。然后，我们考虑一个模型的光谱的X射线发射的磁盘，参数化的质量吸积率，色温和旋转速率的中子星。我们推导出的X射线源天鹅座X-2使用的最高温度在磁盘以及磁盘和边界层光度的估计，使用从EXOSAT数据推断的光谱对这些参数的约束。我们的计算表明，天鹅座X-2中的中子星的旋转接近离心质量脱落极限。讨论了中子星状态方程的可能约束条件。
2000-11-28 astro-ph
Physics of Neutron Star Kicks
现在已经没有必要“推销”脉冲星反冲的概念，即中子星在诞生时具有很大的速度（几百到一千公里/秒$^{-1}$）。然而，踢腿的起源仍然是个谜。我们回顾了不同的踢机制的物理，包括流体动力学驱动，中微子和磁驱动踢。
1999-12-27 astro-ph
Accretion Models for Young Neutron Stars
与可能的后备物质的相互作用，以及出生时的磁场和旋转速率，应该决定了年轻中子星的命运和类别。本文讨论了与解释年轻中子星性质的纯吸积模型或混合吸积模型有关的一些问题。
2003-06-09 astro-ph
Boundary Layer Self-Similar Solution for the Hot Radiative Accretion onto a Rapidly Spinning Neutron Star
我们考虑热吸积到一个快速旋转的中子星（或任何其他紧凑的物体与表面）。Medvedev和Narayan（2001）在早期的工作中发现了低吸积率下的辐射热沉降流，并给出了解析解。后来证明，这种流动可以顺利地匹配外部介质，从而加强其物理可行性。在这里，我们完成了全球结构的研究，这样的热吸积提出的边界后，它形成之间的大部分流量和恒星表面的解析解。我们通过高度积分双温流体动力学方程的全数值解证实了我们的结果。
2004-06-16 astro-ph
The Unique Type Ib Supernova 2005bf at Nebular Phases: A Possible Birth Event of A Strongly Magnetized Neutron Star
本文介绍了用斯巴鲁望远镜拍摄的Ib型超新星2005 bf在爆发后270天和310天的晚相星云光谱和测光结果。发射谱线（[OI]6300、6363、[CaII]7291、7324、[FeII]7155）显示蓝移约1，500 - 2，000 km s-1。[OI]双峰显示双峰曲线。线光度可以解释为来自一个只含有~ 0.1 - 0.4 Msun的团或喷流，其中~ 0.02 - 0.06 Msun是在爆炸时合成的56 Ni。为了解释蓝移现象，这个团状物应该是以质量中心速度v ~ 2，000 - 5，000 km s-1的单极运动，或者像SN 1990 I中看到的那样在喷出物中遭受自吸收。在这两种解释中，低质量团成分在第一个峰值（~ 20天）和后期阶段（~ 300天）都占主导地位。在后期阶段的低光度（在~ 270天的绝对R星等M_R ~ -10.2等）设定了56 Ni的质量上限< ~ 0.08 Msun，这与解释第二个主峰光度（在~ 40天的绝对R星等M_R ~ -18.3等）所需的值相矛盾。在56 Ni加热模型中遇到了这个困难，我们提出了一个替代方案，其中加热源是一个新诞生的强磁化中子星（磁星）的表面磁场Bmag ~ 10^{14-15}高斯和初始自旋周期P0 ~ 10 ms。然后，SN 2005 bf可以是正常SN e Ib/c和X射线闪光相关SN 2006 aj之间的链路，按照Bmag…
2007-05-18 astro-ph
Light Curves of Rapidly Rotating Neutron Stars
我们考虑了快速自转对具有热极帽的中子星光变曲线的影响。对于$P \approx 3$ ms自旋周期，脉冲分数可以比简单的缓慢旋转（史瓦西）估计大一个数量级。特别是，多普勒增强导致脉冲轮廓中的特征失真和"软滞后“，这在具有中等能量分辨率的光变曲线中很容易测量。利用$\sim 10^5$光子，还应该可以隔离光传播时间变化和帧拖动的更微妙的失真。对来自即将到来的X射线任务的高质量毫秒脉冲星数据的详细分析必须包括这些影响。
2000-04-28 astro-ph
Rapidly rotating superfluid neutron stars in Newtonian dynamics
考虑到两种超流体之间的旋转速度差的影响，我们提出了一种构造和检验包含两种超流体的快速旋转牛顿中子星模型的公式。我们假定中子星是由超流中子和超流质子与正常流电子的混合物组成的。为了描述这两种超流体的牛顿动力学，采用了所谓的双流体形式主义的牛顿版本。对于两种超流的角速度完全相同的快速旋转超流星，将自转速度差对平衡态结构的影响看作是一个小扰动。我们推导了由于两种超流体的旋转速度差而引起的快速旋转超流星扰动结构的基本方程。假设超流体服从Prix，Comer和Andersson提出的简单解析状态方程，我们得到了扰动的数值解，发现超流体的密度分布强烈依赖于解析状态方程中的参数$σ$，它表征了所谓的对称能.还发现，如果Prix et al.的解析状态方程，微扰可以用与状态方程参数无关的普适函数来表示。
2003-09-19 astro-ph
The Latitude of Type I X-Ray Burst Ignition on Rapidly Rotating Neutron Stars
我们研究了在快速旋转的吸积中子星上I型X射线爆发的纬度。我们发现，在一个广泛的吸积率，点火优先发生在赤道，在符合Spitkovsky等人的工作。然而，对于一个范围的吸积率低于临界速率以上的爆发停止，点火优先发生在较高的纬度。非赤道点燃发生的吸积率范围是中子星自旋频率的递增函数。这些发现对热核火焰传播有重要意义，它们可以解释为什么在爆炸上升期间检测到的振荡主要是当吸积率高。他们还支持Bhattacharyya和Strohmayer的建议，即非光球半径膨胀双峰爆发和不寻常的谐波含量的振荡上升过程中的一些爆发的结果从点火或附近的旋转极。
2007-01-24 astro-ph
Nodal and Periastron Precession of Inclined Orbits in the Field of a Rapidly Rotating Neutron Star
在后牛顿近似下，导出了扁圆旋转中子星（NS）外场中任意倾斜轨道（轨道上有一个最小纬向角）上粒子的节进频率和开普勒周期的计算公式.我们还推导出公式的节的岁差和近星点旋转频率的轻微倾斜的低偏心率轨道在一个快速旋转NS的形式的渐近展开的第一项由冈崎-加藤公式。NS引力场由爱因斯坦方程的精确解描述，该方程包含了由快速旋转引起的NS四极矩。在Boyer-Lindquist坐标系中，给出了相应时空的Kerr度规扰动形式的度规系数的简便渐近公式。
2002-01-10 astro-ph
The birth properties of Galactic millisecond radio pulsars
我们模拟了1.5kpc范围内毫秒级中子星的粒子数分布特征。发现当制动指数n=3时，中子星作为射电MSP开启时的诞生磁场分布可用具有平均值$\log B(G)= 8.1$和$σ_{\log B}=0.4$的高斯分布来表示，它们的诞生自旋周期可用具有平均值$P_0=4$ ms和$σ_{P_0}=1.3$ ms的高斯分布来表示。考虑了加速对观察到的自旋下降速率的影响，表明大多数MSP的出生周期接近当前观察到的值，并且平均特征年龄通常比真实年龄大1.5倍。银河系MSP的出生率被推断为$\gsimeq 3.2 \times 10^{-6}$ yr $^{-1}$，接近先前估计的上限，并且大于LMXB的半经验出生率$\sim 10^{-7}$ yr $^{-1}$。我们推导出的射电MSP的平均出生自旋周期比吸积和核动力X射线双星的平均自旋周期高2倍，尽管如果我们使用制动指数$n=5$，这个值适合于由引力辐射或磁多极辐射引起的角动量损失引起的自旋下降，这种差异可以解决。我们讨论了支持和反对的论点的假设，吸积引起的崩溃可能构成的主要途径，形成的MSP，指出在AIC的情况下，MSP的低磁场可能只是反映了孤立的磁白矮星中的场分布，最近已经证明是双-具有可能在低于$10^3$ G的场处达到峰值的主导分量的模态，其将缩放到低于$10^9$ G的中子星场。
2007-01-16 astro-ph
Neutron Stars: Formed, Spun and Kicked
研究有中子星的恒星系统的主要目标之一是揭示祖先的物理性质，并了解中子星的自旋和出生踢是如何确定的。多年来，人们已经达成了共识，但最近，这种理解的一些基本要素受到了目前对一些双星系统的观测及其理论解释的挑战。在下文中，我们回顾了这些最新的发展，并强调它们是如何相互联系的;我们特别强调了理论解释的一些假设和警告，并检查了它们的有效性（例如，与未知的恒星径向速度或多维统计分析的细微差别有关）。新出现的图像并没有抹去我们早期的理解，相反，它拓宽了它，因为它揭示了中子星形成和演化的额外途径：中子星可能形成于大质量恒星Fe核的核塌缩和低质量恒星ONeMg核的电子捕获超新星的结束;分娩踢脚要求高（远远超过100 km/s），对于某些中子星和低（< 100 km/s），取决于形成过程;而自旋上升不仅可能通过罗奇瓣溢出发生，也可能通过风吸积或在共同包层演化过程中的超临界吸积阶段发生。
2007-12-15 astro-ph
X-ray Timing of PSR J1852+0040 in Kesteven 79: Evidence of Neutron Stars Weakly Magnetized at Birth
105-ms X射线脉冲星J1852+0040是SNR Kes 79中的中心致密天体（CCO）。我们报告了一个敏感的上限，其无线电通量密度为12 μ Jy在2 GHz使用NRAO GBT。使用XMM和Chandra在2.4年的跨度上进行计时，显示其旋转周期没有显着变化。周期导数的2 σ上限导致，在偶极自旋下降形式主义中，能量损失率E-dot <7 e33 ergs/s，表面磁场强度B_p < 1.5e11 G，特征年龄tau_c = P/2 P-dot> 800万年。这个τ_c比信噪比的年龄大3个数量级，这意味着脉冲星出生时是在当前周期旋转的。然而，PSR J 1852 +0040的X射线光度L（bol）~ 3e 33（d/7.1 kpc）^2 ergs/s是E点的很大一部分，这对旋转动力假设提出了挑战。相反，它的高黑体温度（0.46+/-0.04 keV）、小黑体半径（~ 0.8 km）和大脉冲分数（~ 80%）可能是极冠吸积的证据，可能来自超新星碎片组成的后备盘。当B_p <1 e ~（10）G时，吸积盘可以穿透光柱体并与磁层相互作用，而对中子星产生的力矩仍在观测范围内。另一个CCO，424-ms脉冲星1 E 1207.4-5209，从它的稳定自旋和软X射线吸收线也推断出一个弱的B场。我们提出这个起源的无线电安静CCO：B-场，来自湍流发电机，是较弱的，如果NS形成旋转缓慢，这…
2007-05-07 astro-ph
R-Modes on Rapidly Rotating, Relativistic Stars: I. Do Type-I Bursts Excite Modes in the Neutron-Star Ocean?
在I型爆发期间，湍流爆燃锋可能在中子星海洋和高层大气中激发频率为$ω\sim 1$ Hz的波。在爆发期间，这些波可以作为高度相干的通量振荡来观察。这些波的频率随着中子星上层冷却而改变，这解释了观测到的QPO频率的微小变化。原则上，可以激发几种模式，但对于给定的激发，基本浮力$r-$模式表现出比所有其他模式明显更大的可变性。燃烧层本身和底层海洋模式的分析表明，这些模式不太可能解释观测到的爆发振荡。另一方面，位于中子星大气较冷部分的光球模式可能为观测到的振荡提供很好的解释。
2003-09-23 astro-ph
Numerical evolution of secular bar-mode instability induced by the gravitational radiation reaction in rapidly rotating neutron stars
在考虑引力辐射反应的后牛顿模拟中，研究了由引力波辐射引起的快速旋转恒星非轴对称棒模扰动的演化.采用多方指数为$n=1$的多方状态方程。旋转动能与重力势能之比$T/|W|$在0.2和0.26之间的范围内选择。进行数值模拟，直到扰动增长到非线性制度，并说明，长期不稳定集后的结果是一个中等大椭圆率$\agt 0.7$的椭球星。快速旋转的质子中子星可以形成这样的椭球，这是一个候选的强发射的引力波的地面激光干涉探测器。本文还提到了忽略磁场效应对长期不稳定性增长的影响的可能性。
2004-08-02 astro-ph
The Spin Periods and Rotational Profiles of Neutron Stars at Birth
我们目前的结果从一个广泛的一组和二维的辐射流体动力学模拟的超新星核心崩溃，反弹，和postbounce阶段，并专注于质子中子星（PNS）的自旋周期和旋转配置文件作为初始铁核角速度的函数，程度的差异旋转，和祖质量。对于所考虑的模型，我们发现一个粗略的线性映射之间的初始铁芯旋转速率和PNS自旋。结果表明，坍缩前铁芯角速度的大小是决定PNS自旋的最重要的因素。祖细胞质量和差异旋转程度的差异只会导致PNS旋转周期和轮廓的微小变化。基于我们计算的PNS自旋，在反弹后约200-300毫秒，并假设角动量守恒，我们估计最终的中子星旋转周期。我们发现的周期为1毫秒和更短的初始中心铁芯周期低于10秒。这比以前的研究预测的要短得多，并且与脉冲星天文学目前的观测数据不一致。在考虑了可能导致更长周期的自旋下降机制之后，我们得出结论，没有机制可以将中子星从~ 1 ms周期稳健地自旋下降到年轻中子星观察到的数十至数百毫秒的“注入”周期。我们的研究结果表明，鉴于目前对中子星自旋下降机制的局限性的了解，坍缩前的铁核必须以50-100秒左右的周期旋转，以形成中子星，其周期一般接近于为射电脉冲星群体推断的周期。
2006-01-10 astro-ph gr-qc
Turning Points in the Evolution of Isolated Neutron Stars' Magnetic Fields
孤立中子星的磁场在其一生中经历了一系列的演化阶段。根据其强度和结构以及NS的物理状态（例如冷却，旋转），场在这些阶段中的每一个之后看起来在质量和数量上都不同。其中三个阶段的MHD不稳定性后立即NS的诞生，回落阶段可能发生小时到数月后NS的诞生，和阶段时，强烈的温度梯度可能会驱动热电不稳定性，集中在一个时期持续从年底的proto-NS阶段，直到100年，也许1000年，当NS已成为几乎等温。由于恒星处于孤立状态，磁场的进一步演化一般是不明显的。然而，只要拉莫尔频率和电子弛豫时间的乘积，即所谓的磁化参数，局部地和/或暂时地大大超过1，场结构和幅度的剧烈变化的相位，也是不稳定的相位，就可以出现。概述了该领域的演变阶段，其结果作出了定性的决定，关于进一步演变的磁场和它的主机NS。
2006-11-28 astro-ph
Temperature profiles of accretion discs around rapidly rotating strange stars in general relativity: a comparison with neutron stars
考虑到广义相对论的全部效应，利用快速旋转奇异星的恒引力质量平衡序列，计算了它们周围吸积盘的温度分布.超过恒星角动量的某个临界值（$J$），我们观察到最内层稳定圆轨道（ISCO）的半径（$r_{\rm orb}$）随J的增加而增加（在旋转的黑洞和旋转的中子星中都没有看到这种特性）。其原因可以追溯到$dr_{\rm orb}/dJ$对开普勒角速度径向梯度的变化率的关键依赖性，该径向梯度在$r_{\rm orb}$相对于$J$。将所获得的结构参数和温度分布与中子星的结构参数和温度分布进行了比较，试图提供区分两者的特征。我们表明，当考虑具有不同刚度的奇异星状态方程模型的全域时，中子星和奇异星的性质存在着实质性的重叠。然而，应用吸积盘模型约束来排除刚性奇异星状态方程模型，我们注意到中子星和奇异星独占一定的参数空间。这一结果意味着有可能通过未来的X射线探测器进行灵敏的观测来区分这些物体。
2001-04-24 astro-ph
R-mode oscillations of rapidly rotating Newtonian stars - A new numerical scheme and its application to the spin evolution of neutron stars
我们发展了一个新的数值格式来求解牛顿引力场中{ \it快速旋转多变星}的r模振荡。在该格式中，密度的欧拉摄动、速度的三个分量和振荡频率被视为四个未知量。对于振动的基本方程，用协调方程代替线性化的运动方程。利用这个方案，我们求解了多方指数为$N = 0.5, 1.0$和1.5的多方转动平衡序列的经典r-模振荡，其中$m = 2, 3$和4模为多方指数。这里$m$是球谐函数$Y_l^m$的秩。在考虑引力辐射和粘性效应的情况下，这些结果被应用于研究均匀旋转热年轻中子星的演化。我们发现，中子星的最大角速度约为开普勒角速度的10-20%，而与物质的软度无关。这证实了许多作者用慢旋转近似分析r模所得到的结果。
2000-08-23 astro-ph
Local Pulsars; A note on the Birth-Velocity Distribution
我们探索了一个简单的模型，用于表示所观察到的运动分布，以及当地人口的特征年龄。与早期模型的主要区别是引入了一个独特的值，S，为反冲速度，与之相对应的是天然气。我们分别考虑银河系经度和纬度上的自行分量，发现平行于和垂直于银道面的速度分量的分布可以用S=200 km/sec满意地表示，并且没有留下相当大一部分更高速度的空间。一个独特的值的反冲速度的成功命题可能会提供一个有趣的工具，试图了解物理过程导致的中子星的驱逐。
1998-06-22 astro-ph
Birth and early evolution of a planetary nebula
当恒星形成行星状星云时，其最后的气体排出过程-经常观察到的围绕在年轻白矮星周围的电离气体壳层-是恒星演化中最不为人所知的阶段之一。这样的星云形成非常迅速（电离大约100年），因此形成过程本质上很难观察。特别令人困惑的是，一颗球形恒星如何能够产生一个高度不对称的星云，并有准直的外流。在这里，我们报告的黄貂鱼星云已成为一个电离的行星状星云在过去几十年的光学观测。我们发现，准直流出已经很明显，我们已经确定了星云结构，重点流出。我们还发现了一颗伴星，加强了先前的怀疑，即双星伴星在塑造行星状星云和改变连续流出的方向方面发挥了重要作用。
1998-04-02 astro-ph
The Velocity Distribution of Isolated Radio Pulsars
我们通过模拟它们的诞生，演化和在大规模0.4 GHz脉冲星调查中的检测，并通过使用似然函数将可测量的脉冲星属性的模型分布与调查数据进行比较，来推断无线电脉冲星的速度分布。我们测试的模型，人口的出生率，光度，关闭无线电发射，出生地点和出生速度。我们推断，无线电波束亮度（i）是可比较的自旋驱动磁层模型中的相对论粒子的能量通量，这意味着无线电发射损失达到近100%的最古老的恒星;和（ii）规模约为sqrt（Edot），在磁层模型中，是成比例的电压降可用于加速粒子。我们发现，具有90 km/s和500 km/s的特征速度的两个分量的速度分布是非常优选的任何一个分量的分布。我们探讨了优先出生速度分布的一些结果：（i）太阳附近大约50%的中子星将逃离银河系，而大约15%的中子星的速度大于1000 km/s;（ii）存在一个重要的低速种群，它增加了球状星团中保留的中子星的比例，并且与从星际介质吸积的老天体的数量一致;（iii）在超新星遗迹膨胀和脉冲星自旋下降的标准假设下，大约10%的小于20 kyr的超新星将出现在它们的宿主遗迹之外。最后，我们评论的后果，我们的出生速度分布的二进制生存和人口的吸入二中子星相关的一些GRB模型和LIGO的潜在来源。
2001-11-29 astro-ph
Comments on Inferences of Star Formation Histories and Birthlines
Palla和Stahler最近提出，金牛座和其他附近分子云的恒星形成至少延续了1000万年的时间，这意味着准静态的云演化和恒星形成。他们的结论与其他最近的结果相矛盾，这些结果表明分子云是短暂的物体，恒星形成过程很快。Palla和Stahler的图像暗示，大多数分子云的恒星形成速率应该非常低，在这样的不活跃阶段，恒星的初始质量函数应该强烈倾向于产生质量为$\gtrsim 1 \msun$的恒星;这两种预测都没有得到观测的支持。我表明，Palla和Stahler的结论金牛座几乎完全依赖于一小部分的恒星质量$\gtrsim 1 \msun$，低质量的恒星没有证据表明这样一个长期的恒星形成。我进一步表明，在金牛座的方向上，大多数明显年龄超过1000万年的恒星可能是前景的非成员。我还提出了出生线的计算支持的想法，与质量$\gtrsim 1 \msun$的恒星的年龄已被系统地高估，因为“出生线”的年龄校正被低估了，这样的出生线将消除需要假设倾斜的初始质量函数。对于目前观测到的分子云中绝大多数年轻恒星的特征，最简单和最可靠的解释是，云和恒星的形成是快速和动态的。
2002-11-01 astro-ph
A tale of two populations: Rotating Radio Transients and X-ray Dim Isolated Neutron Stars
我们强调最近发现的旋转无线电瞬变和X射线昏暗孤立中子星之间的相似之处。特别是，它表明，X射线昏暗孤立中子星有一个出生率相比，旋转无线电瞬变。相反，磁星的形成率太低，无法解释无线电瞬变人口的大部分。最近检测到的热X射线源与旋转无线电瞬变的建议的情况下，这些来源的后果进行了讨论。
2006-03-10 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
The observational evidence pertinent to possible kick mechanisms in neutron stars
我们研究了现有的观测资料的证据有关的机制，建议解释其速度的起源。我们发现，机制预测的旋转轴和脉冲星速度之间的相关性被排除。脉冲星的磁场强度和速度之间也没有明显的相关性。关于最近的建议，假定出生时的不对称脉冲是唯一负责的自旋和速度的双胞胎，任何持续时间的单一脉冲和多个延长持续时间的脉冲似乎排除。
1999-10-06 astro-ph
A microquasar shot out from its birth place
我们表明，微类星体LSI+61303是从它的诞生地在一个年轻的大质量恒星复杂的运行。超新星爆炸形成了致密天体，并以430 +/- 140 Msun km/s的线性动量射出X射线双星，这与孤立逃逸中子星和毫秒双星中发现的线性动量相当。双星系统的性质及其27 +/- 6 km/s的失控运动意味着诞生超新星是不对称的，爆炸中可能突然喷出的质量上限为~2 Msun。所推断的致密天体的祖星的初始质量取决于其母星团中大质量恒星的形成是同时代的还是连续的过程。
2004-08-30 astro-ph
Neutron Star Kicks and Supernova Asymmetry
过去十年的观测表明，中子星在诞生时有一个很大的反冲速度（100到1000 km/s）。撞击的物理起源和相关的超新星不对称性是超新星研究的核心未解之谜之一。我们回顾了不同的踢机制的物理，包括流体动力学驱动，中微子-磁场驱动，和电磁驱动的踢。不同反冲机制的可行性直接关系到表征新生中子星的其他关键参数，如初始磁场和初始自旋。最近的观测约束井涌机制进行了讨论。
2003-12-19 astro-ph
Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars
质量转移双星中的中子星从其同伴的表面吸积富含氢和氦的物质。这篇文章简单地解释了与这种材料最终如何融合形成更重的原子核相关的物理学，以及与热不稳定热核反应相关的时间依赖现象（如I型X射线爆发）的观测。我们解释了结果如何依赖于吸积物质的组成，吸积率和质量，半径和热状态的中子星。我们还介绍了许多新的解析关系，便于比较的观察和计算结果。在解释了球对称吸积到中子星上的核燃烧之后，我们讨论了非对称燃烧的可能性。特别是，我们讨论了一些奥秘EXOSAT观测I型X射线暴，以及如何解决这些难题可能在于考虑恒星周围的核燃烧前沿的横向传播。要充分理解这个问题，需要了解以前被忽略的参数，如恒星上新鲜燃料的分布、磁场强度和恒星自转。最近RXTE对爆发子的观测可能最终会告诉我们其中的一些参数。
1997-09-10 astro-ph
