PSR J1740-3052 - a pulsar with a massive companion
我们报告发现的一个双脉冲星，PSR J1740-3052，在帕克斯多波束调查。在Jodrell Bank和Parkes对这颗570毫秒脉冲星的计时观测表明，它是年轻的，特征年龄为350 kyr，并与质量超过11 M_sun的伴星一起处于231天的高偏心轨道。脉冲星的准确位置是使用澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的。用赛丁泉天文台的望远镜进行的近红外2.2微米观测揭示了一颗与脉冲星位置一致的晚型恒星。然而，我们不相信这颗恒星是脉冲星的伴星，因为这种光谱类型和所需质量的典型恒星会延伸到脉冲星的轨道之外。此外，测量到的脉冲星近星点的推进表明，它还有一颗更紧凑的伴星，例如，一颗半径只有太阳几倍的主序星。这样的伴星也更符合近星点附近的小色散测量变化。虽然我们不能最终排除黑洞伴星的可能性，但我们相信伴星可能是一颗早期的B星，这使得该系统与PSR J 0045 -7319类似。
2001-02-26 astro-ph
A Young White Dwarf Companion to Pulsar 1620-26: Evidence for Early Planet Formation
脉冲星B1620-26有两颗伴星，一颗恒星质量，一颗行星质量。我们用哈勃太空望远镜观测到了这颗伴星。伴星的颜色和星等表明它是一颗质量不足的白矮星（$0.34 \pm 0.04 M_{\odot}$），年龄为$480\pm 140$ Myr。这将限制这三重系统的最近的历史，并支持当前的配置出现在集群核心的动态交换相互作用的情况下。这意味着行星在低金属量的球状星团中可能相对常见，而且行星形成的范围更广，发生的时间也比以前认为的要早。
2003-07-18 astro-ph
Optical Detection of a Variable Millisecond Pulsar Companion in 47 Tucanae
利用47个Tuccott毫秒双星的射电和X射线观测结果，以及球状星团核心的广泛的HST U、V、I成像，我们导出了一个好到< 0.1”的通用天体测量解。47Tuc U是一颗4.3ms的脉冲星，轨道为0.429天，射电和X射线探测到它与一颗m_V = 20.9的蓝色恒星有很好的位置重合。广泛的时间序列数据的分析，这个光学候选人显示了0.004的幅度半振幅变化的周期和相位预期从无线电星历，和光学的变化是空间一致的候选人。这为毫秒脉冲星的白矮星伴星提供了安全的光学探测，这是在球状星团中的第一次探测，可以与最近的模型进行比较，这些模型依赖于质量和年龄。
2001-07-11 astro-ph
Do OB Runaway Stars Have Pulsar Companions?
我们在附近44颗OB逃逸星的位置上进行了射电望远镜的VLA搜索。观测包括搜索连续发射点源的图像和时间序列分析。我们对慢于50 ms的双光子的平均通量灵敏度为0.2 mJy。调查中没有发现新的脉冲星。调查的规模，结合观测的高灵敏度，设置了一个显着的限制的概率，$f_p$，一个失控的OB星有一个可观察的脉冲星同伴。如果一般的脉冲星光度函数适用于OB星的脉冲星伴星，我们在95%的置信度下找到了$f_p \le 6.5$。如果假设脉冲星辐射率为\onethird \，那么我们估计只有不到20%的失控OB星有中子星伴星，除非脉冲射电辐射经常被OB星风遮蔽。我们的结果是一致的动力学（或集群）弹射模型的形成OB失控。超新星抛射模型并没有被排除，但受到这些观测的限制，只能允许一个小的双星存活分数，如果中子星获得显著的出生踢，这可能是可以接受的。根据Leonard、Hills和Dewey（1994年），20%的存活率相当于$^{-1}$ 420 km/s的三维反冲速度。这个值与最近修正的脉冲星速度分布非常一致。
1995-09-18 astro-ph
A puzzling millisecond pulsar companion in NGC 6266
本文报道了球状星团NGC 6266中食毫秒脉冲星PSR J1701 $-$ 3006 B的伴星的光学鉴别。一颗相对明亮的恒星，有着异常的红色和光学变化（$\sim$ 0.2等），与脉冲星的轨道周期（$\sim$ 0.144天）很好地相关，已经被发现几乎与脉冲星的名义位置重合。这颗恒星也被发现位于钱德拉观测所探测到的X射线源的误差盒位置内，从而支持了脉冲星风和从伴星流出的气体之间发生相互作用的假设。虽然光学光变曲线的形状暗示着一颗潮汐变形的恒星几乎完全填满了它的洛希瓣，但从观测到的星等和颜色推断出的恒星的光度（$\sim 1.9 L_\odot$）和表面温度（$\sim 6000$ K），意味着恒星半径明显大于洛希瓣半径。这种明显的不一致性的可能解释进行了讨论。
2008-04-22 astro-ph
Photometry and Spectroscopy of the Optical Companion to the Pulsar PSR J1740-5340 in the Globular Cluster NGC 6397
本文对球状星团NGC 6397中的毫秒射电脉冲星PSR J 1740 -5340的光学伴星进行了测光和分光观测。对B、V和I波段光度变化的分析表明，如果光学伴星充满洛希瓣（半分离的配置），系统的倾角为43.9 ± 2.1度。光谱数据显示径向速度变化的半振幅为K=137.2 +- 2.4 km/sec，系统速度γ =17.6 +- 1.5 km/sec，与星系团成员一致。我们使用这些结果导出的质量的光学伴星的M1=0.296 +- 0.034 Msol和M2=1.53 +- 0.19 Msol的脉冲星。有证据表明，长期变化的振幅的光学光变曲线的变量超过7年的测量。这种变化没有解释，它的存在使二元绝对参数的可靠测定变得复杂。
2002-09-17 astro-ph
A Massive White Dwarf Companion to the Eccentric Binary Pulsar System PSR B2303+46
在紧密的偏心双星系统中的脉冲星通常被认为有另一颗中子星作为伴星。这些双中子星双星已被证明是实验广义相对论的最佳实验室，也是引力波干涉仪最安全的候选者。我们提出了深B，V和R图像的领域包含偏心脉冲双星系统PSR B2303+46。我们发现一个微弱的蓝色物体（B=26.60+/-0.09;（B-R）_0=-0.4+/-0.2）与计时位置一致。我们认为这个天体是PSR B2303+46系统的光学对应物。它的对应物太亮，无法反射来自脉冲星或中子星伴星的辐射。PSR B2303+46的伴星很可能不是一颗中子星，而是一颗大质量的白矮星。我们发现，观测结果与一颗热的白矮星伴星（T_eff>~5*10^4 K）相一致，它的冷却年龄等于脉冲星的特征年龄（t_cool~ 3000万年），质量在定时观测设定的范围内，质量为1.2<M_C<1.4 M_sun。由于轨道偏心，白矮星一定是在中子星之前形成的，它最初是双星中质量更大的恒星。由于质量转移，原本质量较小的恒星可能变得足够大，以超新星爆炸结束其生命，形成射电脉冲星。我们将脉冲星的质量限制在1.24<M_psr<1.44 M_sun的范围内。
1999-02-23 astro-ph
Optical identification of the companion to PSR J1911-5958A, the pulsar binary in the outskirts of NGC 6752
我们报告的光学对应的二进制毫秒脉冲星PSR J1911- 5958 A，位于球状星团NGC 6752的外围的识别。在脉冲星的位置，我们发现一个V=22.08，B-V=0.38，U-B=-0.49的物体。该天体相对于星团主序在B-V中为蓝色，亮度为0.8等。我们认为该天体是脉冲星的白矮星伴星。与白矮星冷却模型的比较表明，这种量级和颜色与距离NGC 6752的低质量白矮星一致。如果与NGC 6752关联，白矮星是相对年轻的，<2 Gyr，这限制了双星的形成和从球状星团核心的喷射。
2003-09-02 astro-ph
The chemical composition of the peculiar companion to the millisecond pulsar in NGC 6397
本文根据高分辨光谱给出了NGC 6397中毫秒脉冲星J1740-5340亮伴星的化学组成。虽然恒星的大自转速度使谱线变宽并使分析变得复杂，但除了少数元素（Li、Ca和C）外，导出的丰度与NGC 6397中正常未扰动恒星的丰度完全一致。缺乏C表明这颗恒星已经被剥离到发生不完全CNO燃烧的区域，这有利于伴星是一颗已经失去大部分质量的关闭恒星的情况。此外，我们还发现了一个意想不到的大锂丰度，这表明恒星表面已经产生了新鲜的7 Li。
2003-09-19 astro-ph
Optical studies of companions to millisecond pulsars
对双星伴星的光学观测可以帮助确定双星及其组成部分的性质，并为之前的演化提供线索。在这篇评论中，我们首先描述了不同类别的双星，并提出了一个表格，总结了什么是已知的光学同行。接下来，我们将聚焦于具有低质量氦核白矮星伴星的类星体。我们讨论了试图确定这两个组件的质量，使用光学光谱，并比较脉冲星的自旋与冷却年龄的白矮星。我们证实，对于一个给定的年龄，最低质量的白矮星比更大的质量，热得多，符合最近的进化模型，虽然有一个明显的例外。我们讨论PSR B 0820 +02的情况下，冷却年龄表明制动指数小于3，并通过描述如何冷却年龄可以用来测试PSR J1911- 5958 A，在NGC 6752的郊区的脉冲星二进制的形成场景。
2004-08-31 astro-ph
New Companions for the lonely Crab? VHE emission from young pulsar wind nebulae revealed by H.E.S.S
H.E.S.S.对银道面中心部分进行的更深入、更广泛的调查。在2005-2007年期间，发现了一些新的点状和扩展源。两个点状源可以与我们银河系中“蟹状”年轻而充满活力的恒星周围的两个引人注目的物体相关联：G21.5-0.9和Kes 75。每个来源的特点，并简要讨论了可能的解释。
2007-10-11 astro-ph
Orbital phase spectroscopy of X-ray pulsars to study the stellar wind of the companion
高质量X射线脉冲双星（HMXBP）的伴星是超音速恒星风的来源，它提供了一个实验室来探测这种风的速度和密度分布。在这里，我们已经测量了吸收柱密度的变化以及其他光谱参数的双轨道上的两个HMXBP在椭圆轨道，观察与罗西X射线定时探测器（RXTE）和BeppoSAX卫星。一个球对称的风廓线被用来作为一个模型，比较所观察到的柱密度变化。在4U 1538-52中，我们发现该模型证实了观测结果;而在GX 301-2中，恒星风似乎非常密集，光滑对称风模型似乎不足以解释柱密度的变化。
2005-12-05 astro-ph
PSR J1753-2240: A mildly recycled pulsar in an eccentric binary system
我们报告了在Parkes多波束脉冲星巡天数据库中发现的PSR J1753-2240。这颗95毫秒的脉冲星位于一个轨道周期为13.6天的偏心双星系统中。周期导数测量意味着一个特征年龄超过1 Gyr，这表明脉冲星经历了一段吸积引起的自旋。离心率和自转周期表明伴星是第二颗中子星，因此该系统与PSR J1811-1736类似，但此时不能排除其他伴星类型。伴星的质量受到几何学的限制，必须大于0.48太阳质量，但长期的计时观测会提供额外的限制。如果伴星是一颗白矮星或主序星，光学观测可能会直接探测到伴星。如果这个系统确实是已知的为数不多的双中子星系统之一，那么它与最近提出的自旋-周期/偏心率关系将相距甚远。
2008-11-13 astro-ph
Discovery of short-period binary millisecond pulsars in four globular clusters
我们报告的发现使用帕克斯射电望远镜的二进制毫秒双星在四个集群，没有相关的双星是以前已知的。这四颗双星的脉冲周期在3到6毫秒之间，都在圆形轨道上，有低质量的伴星，轨道周期为几天或更短，其中一颗伴星的轨道周期为1.7小时。另一颗虽然在相对较宽的轨道上，但在双星周期的40%时间里被来自其伴星的风所遮蔽。这些发现是由于使用了改进的技术，并证明在球状星团中仍有许多毫秒双星有待发现。
2000-10-13 astro-ph
The Vela pulsar `jet': a companion-punctured bubble of fallback material
Markwardt和Oegelman（1995年）利用ROSAT在船帆座脉冲星周围的1 keV X射线中揭示了一个12 * 45弧分的结构，他们将其解释为从脉冲星发出的喷流。我们在这里提出了一个不同的观点，这一特征的性质，即它由物质从内部非常深的爆炸的恒星，接近之间的物质，成为中子星的一部分和喷出的材料的质量削减。内部物质的初始径向速度低于喷出物的体积，并形成了一个缓慢物质的气泡，由于年轻脉冲星的自旋能量加热而再次开始膨胀。膨胀主要是在一个方向上，为了解释这一点，我们推测超新星爆发前的系统是一个双星系统。爆炸导致双星系统解体，脉冲星的前伴星在主喷射物中开辟了一条密度较低的通道。气泡边缘的穿刺极大地促进了沿其路径相对于其他方向的膨胀。如果是这样的话，我们就可以估计出前双星伴星的当前速度，并由此重建出超新星前双星轨道。因此，爆炸的恒星是一颗氦星，因此超新星是Ib型。由于最有可能的双星伴星是另一颗中子星，船帆座残骸及其周围环境的演化比一颗超新星爆炸波简单地膨胀成未受扰动的星际物质要复杂得多。
1997-04-23 astro-ph
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
HST Images of the Eclipsing Pulsar B1957+20
利用哈勃空间望远镜的行星照相机获得了食脉冲双星PSR~B1957+20的图像。该仪器的高空间分辨率使我们能够将脉冲星系统与附近的背景恒星分离开来，这使得该系统在光学最小值附近的地面观测变得混乱。我们的图像将伴星背面的温度限制在$T \simlt 2800$ ~K，大约是伴星面对脉冲星一侧的平均温度的两倍，并在光学最低点提供伴星的边缘检测。这一探测的幅度与先前的工作一致，后者表明伴星几乎充满了它的洛希瓣，并通过潮汐耗散得到支持。
1995-02-19 astro-ph
Three Binary Millisecond Pulsars in NGC 6266
利用Parkes射电望远镜对位于球状星团NGC 6266（M62）中心附近的三颗毫秒双星进行了定时观测，给出了它们的自转参数和天体测量参数。它们向星系团中心的加速度产生的星系团中心密度和质光比的值与光学数据一致。这三颗双星都是双星系统。其中一颗（自转周期P=5.24毫秒）的轨道是围绕一颗质量最小为0.2 Msun的伴星运行3.5天。另外两颗毫秒双星（P=3.59 ms和3.81 ms）的轨道周期较短（3.4 hr和5.0 hr），伴星较轻（最小质量分别为0.12 Msun和0.07 Msun）。在最近的系统中，脉冲星是第五个出现不规则射电食并有相对大质量伴星的毫秒脉冲星。该系统是一个很好的伴星光学识别的候选者。对NGC 6266中缺乏已知孤立双星的问题也进行了讨论。
2003-08-21 astro-ph
The Massive Binary Pulsar J1740-3052
年轻的脉冲星J1740-3052在一个8个月的轨道上，有一个至少11个太阳质量的伴星。我们提出了多频GBT和帕克斯定时观测，并讨论了同伴的性质的影响。
2002-11-01 astro-ph
A Millisecond Pulsar Optical Counterpart with Large-Amplitude Variability in the Globular Cluster 47 Tucanae
利用大量的HST成像，结合Chandra X射线和Parkes射电数据，我们探测到了球状星团47 Tuccenda中第二颗毫秒脉冲星（MSP）的光学双星伴星。这颗暗淡的（V=22.3）蓝色（V-I=0.7）恒星在V和I上都显示出大幅度（60-70%）的正弦变化。变化的周期（3.19066小时）和相位与MSP 47 Tuc W（没有精确的无线电定时位置）的变化相匹配，分别在0.5秒和1.2分钟内，完全在~ 1 sigma误差范围内。的强度和颜色的相位依赖性意味着加热的潮汐锁定的同伴导致所观察到的变化。这颗MSP在射电中的食性质，结合相对较大的伴星质量（> 0.13太阳质量）和伴星在色星等图中的位置，表明伴星是一颗主序星，这对MSP伴星来说是一种罕见的情况。这个系统很可能有一个复杂的演变，并代表了一个有趣的案例研究MSP照射的密切的同伴。我们提出了另一个光学变星的证据，它与47 Tuc W的伴星具有相似的性质。这个变星也可能是MSP伴星，虽然还没有发现对应的无线电变星。
2002-07-19 astro-ph
Interaction of a magnetized pulsar wind with its surroundings. MHD simulations of Pulsar Wind Nebulae
磁流体动力学模拟的磁化脉冲星风直接与星际介质，或在周围的超新星遗迹的情况下，与相关的自由膨胀的喷出物的祖星相互作用。在这两种情况下的模拟表明，脉冲星风星云将被拉长，由于动力学的影响，环形磁场，这证实了从Begelman和李提出的半分析模型的预测。模拟如下脉冲星风星云的膨胀时，后者是有界的强烈冲击，并表明，膨胀可以模拟与标准的幂律膨胀率。通过不同的磁化参数进行不同的模拟，我发现，后者弱相关的脉冲星风星云的伸长率。从模拟的结果被应用到确定脉冲星风星云3C58的膨胀率的性质。它表明，有观测和理论证据支持的情况下，脉冲星风星云3C58已经赶上了相关的（但未被发现）超新星遗迹的反向冲击。
2003-03-31 astro-ph
PSR J0045-7319: A DUAL-LINE BINARY RADIO PULSAR
双星射电望远镜是测绘双星轨道的极好工具，因为脉冲计时方法的精确性（Taylor和Weisberg 1989）。到目前为止，双星的所有轨道参数都是从脉冲星单独的观测中得出的。我们提出的径向速度变化的第一个观测结果，由于一个伴星的二进制运动的无线电脉冲星。我们的结果表明，小麦哲伦云脉冲星PSR J 0045 -7319的伴星是Kaspi等人（1994）确定的B1 V星。该系统的质量比为6.3 +/- 1.2，对于质量为1.4 Mo的中子星，意味着伴星的质量为8.8 +/- 1.8 Mo，与B1 V星的预期质量一致。因此，双星系统的倾角为44 +/- 5度，伴星的预计旋转速度为113 +/- 10 km/s。该双星系统的日心径向速度与小麦哲伦云同一区域的其他恒星和气体的日心径向速度一致。
1995-05-09 astro-ph
WRAY 977 (GX301-2): A HYPERGIANT WITH PULSAR COMPANION
射线977是X射线脉冲星GX 301 -2的B超巨星伴星，根据它的光谱与银河系最亮的恒星之一、著名的B超巨星Zeta 1 Sco的光谱的比较，它应该被分类为B1~Ia+。Wray 977被归类为超巨星，这导致了双星系统的新距离测定，即5.3 kpc（以前为1.8 +/- 0.4 kpc）。脉冲星的"平均“X射线光度约为10^37 erg/s，这与预测的X射线光度非常吻合，该光度是由致密的低速（v_infty = 400 km/s）恒星风吸积产生的。根据H α剖面，估计质量损失率为<= 10^-5 M_sun/yr。一个新的上限的倾斜系统的推导提供了一个下限的（目前）的质量Wray 977（48 M_太阳）。关于目前的双星演化方案，黑洞形成的经验下限增加到M_zams >= 50 M_sun。
1995-03-01 astro-ph
Relativistic Binary Pulsars with Black-Hole Companions
包含一个恒星质量的黑洞和一个循环射电脉冲星的双星迄今为止还没有被探测到。我们提出了一个集中的调查，这些系统的形成和演化的银河系盘，突出的因素，限制他们的数量和原因，他们可能是非常罕见的。我们推测银盘中的黑洞/脉冲星双星的诞生率可能不高于~10^{-7}/yr，甚至更低.关于共包层演化的简单论证表明，这些双星在由于引力辐射的发射而合并之前，轨道周期应小于10 hr，平均寿命应小于~ 10 ^8 yr.我们预计，这些紧凑的相对论性双星中，目前只有不到10颗存在于银河系盘中，不到双中子星数量的0.1- 1%。使用当前的射电望远镜发现两个或更多个黑洞/循环脉冲星双星将严格限制有关大质量恒星演化、动态质量转移和黑洞形成的某些想法。
2005-03-21 astro-ph
GMRT Discovery of A Millisecond Pulsar in a Very Eccentric Binary System
本文报道了在NGC 1851的球状星团中发现的第一颗毫秒脉冲星J 0514 - 4002 A，它也是利用巨米波射电望远镜（GMRT）发现的第一颗脉冲星。脉冲星的自转周期为4.99毫秒，轨道周期为18.8天，是迄今为止测量到的最偏心的脉冲星轨道（e = 0.89）。伴星的最小质量为0.9 M太阳，其性质目前尚不清楚。在吸积了一颗低质量伴星的物质后，这颗脉冲星将其旋转到（几个）毫秒的旋转周期，最终将低质量恒星换成了它现在更大质量的伴星。这与可能形成包含毫秒脉冲星和黑洞的系统的过程完全相同; NGC 1851 A的发现表明，宇宙中可能存在这样的系统，前提是恒星质量的黑洞存在于球状星团中。
2004-03-18 astro-ph
Fast magnetosonic waves in pulsar winds
研究了磁主导等离子体中的快磁声波。在脉冲星风中，这些波可以传输能量通量的很大一部分。结果表明，非线性陡化和随后形成的多重冲击波是一个可行的机制，在脉冲星风的波耗散。考虑了自由脉冲星风中的波耗散和风终端激波以外的波耗散。
2002-11-04 astro-ph
A Key to Pulsar Wind Bubble Morphologies: HD simulations
我们提出了一个模型的脉冲星驱动的超新星遗迹，通过使用流体动力学代码，它模拟了一个脉冲星风星云的演化时，脉冲星是在一个高速移动通过其膨胀的超新星遗迹。模拟显示了脉冲星风星云的四个不同阶段：超音速膨胀阶段，反向激波相互作用阶段，亚音速膨胀阶段和最终的弓形激波阶段。由于脉冲星的高速，脉冲星的位置位于脉冲星风泡的头部，在反向激波通过之后。因此，脉冲星风泡的形态与弓形激波脉冲星风星云的形态相似。我们展示了如何区分这两个不同的阶段，并将这种方法应用到SNR G327.1-1.1，我们认为，没有弓激波周围的脉冲星风星云。
2003-10-15 astro-ph
Effects of Gravitational Lensing and Companion Motion on the Binary Pulsar Timing
在具有高度倾斜轨道的脉冲双星系统中，Shapiro时间延迟的测量可以受到两种因素的影响：一是由于光子穿过双星所需的有限时间，脉冲星的伴星的运动;二是如果轨道相对于视线足够近，引力光弯曲。在这里，我们计算的延迟由于同伴的运动对各种时间延迟的脉冲星双星，包括Shaipro延迟，几何透镜延迟，和透镜引起的延迟与脉冲星旋转的影响。我们的结果可以应用到这样的系统高度倾斜，近的合作伙伴的脉冲星辐射的引力透镜变得重要（最近发现的双脉冲星系统J 0737 -3039可能会取代这样的系统）。对于首阶，延迟的作用是使所有延迟曲线在轨道会合点附近向后移动，而不影响曲线的形状和幅度。时移的数量级是光子轨道交叉时间，范围从一秒到几分钟的观测脉冲双星系统。在双脉冲星系统J 0737 -3039中，伴星的运动也可能影响最近相关星际闪烁测量的解释。最后，我们表明，透镜设置上限的幅度的帧拖曳时间延迟所造成的同伴的自旋，并使这种延迟在恒星质量的脉冲星系统中不可观测。
2006-02-21 astro-ph gr-qc
Formation of Short-Period Binary Pulsars in Globular Clusters
我们提出了一个新的动力学方案，在球状星团的短周期双毫秒双星的形成。我们的工作的动机是最近的观察20个无线电望远镜在47图克。在像47 Tuc这样的致密星团中，大多数中子星通过与原始双星的交换相互作用获得双星伴星。得到的系统的半长轴在0.1- 1AU范围内，伴星质量为1-3 Msun的中子星.对于许多这样的系统，我们发现，当伴星脱离主序星并充满洛希瓣时，随后的质量传递是动态不稳定的。这导致了一个共同的包络相和短周期中子星-白矮星双星的形成。对于这些双星中的相当一部分，由于引力辐射导致的轨道衰减之后将是一段由引力辐射和伴星潮汐加热共同驱动的稳定质量转移时期。由此产生的短周期双星的属性匹配以及在47 Tuc观测到的双星双星。
2000-01-28 astro-ph
Temperature and cooling age of the white dwarf companion of PSR J0218+4232
我们报告的Keck光学BVRI图像和光谱的同伴的二进制毫秒脉冲星PSR J 0218 +4232。在脉冲星位置观测到一个微弱的蓝色对应物（V=24.2，B-V=0.25）。这颗伴星的光谱显示出巴耳末线，证实它是一颗氦核白矮星。我们发现白矮星的温度为Teff=8060 ± 150 K。不幸的是，光谱的质量不足以对表面重力施加强有力的约束，尽管最佳拟合是低log g，因此质量较低（约0.2 Msun），正如预期的那样。我们比较预测的白矮星冷却年龄与脉冲星的特征年龄，并找到类似的值为白矮星质量为0.19至0.3兆太阳。这些质量意味着到系统的距离为2.5至4 kpc。光谱观测还使我们能够估计白矮星和脉冲星之间的质量比。我们发现q=7.5+-2.4，这与目前对毫秒矮星的白矮星伴星的认识是一致的。
2003-03-19 astro-ph
The masses of the millisecond pulsar J1012+5307 and its white-dwarf companion
本文报道了毫秒射电脉冲星PSR J1012+5307的白矮星伴星的光谱学研究。我们发现了强的巴耳末吸收线，这与冷DA白矮星所预期的一样。然而，这些轮廓比通常的窄得多，并且可以看到直到H12的线条，这表明伴星的重力很低，因此质量也很低。这与基于演化考虑和质量函数的预期是一致的，即它是一颗具有氦核的低质量白矮星。通过比较光谱模型大气，我们得到一个有效的温度$T_{\rm{}eff}=8550\pm25\,$ K和表面重力$\log{}g=6.75\pm0.07$（cgs单位）。利用氦白矮星的Hamada-Salpeter质量-半径关系，通过对有限温度效应的近似修正，我们推断出一个质量为$\mwd=0.16\pm0.02\,\msun$的白矮星。这是所有光谱鉴定的白矮星中质量最低的。我们确定径向速度从我们的频谱，并找到一个径向速度振幅$280\pm15\,\kms$。与脉冲星的径向速度振幅，质量比$\mpsr/\mwd=13.3\pm0.7$。从所有的约束，我们发现，95\%的置信度$1.5<\mpsr/\msun<3.2$。
1996-06-07 astro-ph
Discovery of the accretion-powered millisecond pulsar SWIFT J1756.9-2508 with a low-mass companion
我们报告的发现由雨燕伽马射线暴探险家的第八个已知的瞬态吸积动力毫秒脉冲星，SWIFT J1756.9-2508，作为日常观测的一部分，与雨燕突发警报望远镜硬X射线瞬态监测。这颗脉冲星随后被雨燕上的X射线望远镜和罗西X射线定时探测器正比计数器阵列观测到。它的自旋频率为182赫兹（5.5毫秒），轨道周期为54.7分钟。伴星的最小质量在0.0067到0.0086太阳质量之间，取决于中子星的质量，质量的上限是0.030太阳质量（95%置信水平）。如此低的质量与褐矮星模型不一致，与白矮星模型的比较表明，伴星是一个以氦为主的施主，其热冷却至少被吸积通量的辐射适度减缓。没有发现X射线爆发、倾角、日食或准周期振荡。目前的爆发持续了大约13天，在档案数据中没有发现更早的爆发。
2007-09-11 astro-ph
Black Widow Pulsars: the Price of Promiscuity
在球状星团中，蒸发的“黑寡妇”双星（BWP）在所有毫秒双星（MSP）中的出现率远高于野外观测。这意味着它们在团簇中有一种特殊的形成机制。星团中的MSP与WD伴星的宽双星交换质量为关闭的恒星。由于遭遇和潮汐，这些新的同伴最终会溢出他们的洛希叶。毫秒级双星会将溢出的气体从双星中喷射出来，在双星演化的时间尺度上造成质量损失。系统仅在这种演化缓慢的时期作为BWP可观察到，使得质量损失透明且寿命长。这解释了为什么观测到的BWP有低质量的同伴。我们认为，至少有一些领域的BWP从球状星团喷射或进入现场人口时，集群本身被破坏。
2003-07-01 astro-ph
A timing formula for main-sequence star binary pulsars
在有主序星伴星的射电双星中，伴星的自旋诱导四极矩引起双星轨道的进动。作为一个第一近似模型的长期演变所造成的经典的自旋轨道耦合的线性时间变化的经度的近星点和脉冲星轨道的投影半长轴。这种轨道进动的简单表示忽略了具有扁圆伴星的脉冲双星轨道动力学的两个重要方面。首先，由于四极势的各向异性$1/r^3$性质，沿轨道的准周期效应。第二，双星轨道的长期演化导致近星点经度和投影半长轴随时间呈非线性演化。本文提出了一个简单的具有主序星伴星的射电双星计时公式，它模拟了经典自旋轨道耦合引起的短期长期效应和大部分短期周期效应。我也给扩展的计时公式占长期长期的长期变化的脉冲星运动。结果表明，脉冲双星PSR B1259- 63的短期周期效应对定时观测是重要的。长期长期效应可能在未来几年的脉冲双星PSR J 0045 - 7319定时观测中变得重要。它们可以帮助限制甚至确定伴星的转动惯量，从而探测其内部结构。最后，由于文献中对近星点经度进动的分析是基于一个不正确的表达式，我们重新研究了脉冲双星PSR J 0045 - 7319的自旋轨道进动。
1998-02-12 astro-ph
Spectral signature of a free pulsar wind in the gamma-ray binaries LS 5039 and LSI +61$\degr$303
LS 5039和LSI +61 $\degr$ 303是已经在TeV能量域中检测到的两个二进制。这些双星由一颗大质量恒星和一颗致密天体组成，可能是一颗年轻的脉冲星。伽马射线的发射可能是由于相对论脉冲星风和大质量恒星的恒星风之间的碰撞部位的粒子加速。部分辐射也可能来自恒星光子在未受冲击（自由）脉冲星风上的逆康普顿散射。本工作的目的是通过计算无激波风辐射并与观测结果进行比较，来约束LS 5039和LSI +61 $\degr$ 303的紧凑脉冲星风星云情景中脉冲星风的体洛伦兹因子和激波几何。导出了各向异性反康普顿损失方程，并将其应用于双星中的自由脉冲星风。观测者所看到的未受冲击的风谱的计算考虑到伽玛-伽玛吸收和冲击几何。由单能对组成的脉冲星风产生一个典型的尖峰，其能量取决于体洛伦兹因子，其幅度取决于发射区的大小。在LS 5039和LSI +61 $\degr$ 303中发现，来自自由脉冲星风的这种辐射很强，很难避免。如果脉冲星中的粒子是单能的，那么观测将它们的能量限制在大约10-100 GeV。对于更复杂的粒子分布，自由脉冲星风辐射将很难与冲击脉冲星风辐射区分开来。
2008-07-08 astro-ph
The Unusual Binary Pulsar PSR J1744-3922: Radio Flux Variability, Near-infrared Observation and Evolution
PSR J1744-3922是一颗脉冲双星，具有高度可变的脉冲射电辐射。我们报告的统计多频研究的脉冲无线电通量的变化，这表明这种现象是外在的脉冲星，并可能与同伴，虽然没有强烈的轨道相位相关。与典型的再循环双星相比，这颗脉冲星具有不寻常的特征组合：长自旋周期（172毫秒）;相对较高的磁场强度（1.7 × 10^10 G）;非常圆的紧凑轨道（4.6小时）;以及低质量伴星（0.08兆太阳）。这些自旋和轨道性质可能与标准的进化模型不一致。我们发现PSR J1744-3922系统和其他几个已知的二元脉冲星系统的属性之间的相似之处，激励识别一类新的二元脉冲星。我们认为，这一新的类可能导致：一个标准的吸积方案的磁星或高磁场脉冲星;共同的信封演变与低质量的恒星和中子星，类似于预期的超紧凑的X射线双星;或吸积引起的崩溃的白矮星。我们还报告了在脉冲星位置上探测到一个可能的K '= 19.30（15）红外对应物，如果伴星是一颗氦白矮星，在标称距离上，它是相对明亮的，并讨论了它对脉冲星伴星和演化历史的影响。
2007-02-13 astro-ph
The eclipsing millisecond pulsar PSR J1740-5340 and its red straggler companion
我们提出了一个高分辨率的阶梯光谱与甚大望远镜和分析档案哈勃空间望远镜测光最近确定的同伴的食毫秒射电脉冲星PSR J 1740 -5340在球状星团NGC 6397。从光谱中，我们发现这颗伴星是贫金属的，正如对NGC 6397成员的预期。使用合成测光，并假设真实距离模为12.13 +/- 0.15等，色余E（B-V）= 0.179，我们得出半径为1.60 +/- 0.17太阳半径，有效温度为5410 +/- 50 K，这意味着光度为2.0 +/- 0.4太阳光度（1 sigma误差）。这些性质使它类似于旧的疏散星团M67中的所谓“次亚巨星”和Tuc 47中的“红色离散星”，它们的光度与关闭恒星相当，但温度较低，半径较大。同伴的光变曲线是很好地描述了椭圆形的变化，尽管不完整（~60%）的相位覆盖，我们能够得到良好的约束系统参数的数量。特别地，对于倾角，我们发现2 sigma下限i > 48 deg（3 sigma时i > 46 deg）。假设脉冲星的质量为1.2 M_MSP < 2.4太阳质量，这意味着伴星的质量在0.14 < M_comp < 0.38太阳质量的范围内。结合光度约束，我们找到了一个最好的适合i ~ 50度和M_comp ~ 0.3太阳质量。我们推断罗氏波瓣填充因子的半径约为97%。[摘要缩短]
2002-10-01 astro-ph
Pulsar wind nebulae in supernova remnants
本文提出了一个脉冲星风与超新星遗迹相互作用的球对称模型。这导致了一个脉冲星风星云，它的演化与周围超新星遗迹的演化相耦合。这种演变可以分为三个阶段。第一阶段的特征是脉冲星风星云以超音速膨胀进入自由膨胀的原始恒星喷出物。在下一个阶段，脉冲星风星云是不稳定的;由于与超新星遗迹的反向激波相互作用，脉冲星风星云在收缩和膨胀之间振荡：在遗迹中向前和向后传播的反射。在反向冲击波的回响几乎完全消失，超新星遗迹松弛到Sedov解之后，脉冲星风星云的膨胀以亚音速进行。在本文中，我们提出的结果从流体动力学模拟的脉冲星风星云通过所有这些阶段的演变。用通用平流程序进行了模拟。
2000-12-20 astro-ph
The Connection Between Low-Mass X-ray Binaries and (Millisecond) Pulsars: A Binary Evolution Perspective
本文从双星演化的角度，综述了低质量X射线双星（LMXBs）与双星伴星（bPSR）之间的演化联系。我专注于恒星双星的演化与最终状态组成的脉冲星与低质量（<1.0太阳质量）的同伴，开始在点的同伴的祖先首先启动质量转移到中子星。这种质量转移是否稳定，以及驱动正在进行的质量转移的物理学将伴星的初始质量和初始轨道周期的相空间划分为五个区域。质量转移过程的性质和二进制的最终状态在每个区域的系统之间是不同的;其中四个区域各自产生一种特定的LMXB。我比较的理论预期的人口银河场LMXB与同伴质量的限制和领域的bPSR。我表明，人口的吸积毫秒星都确定只有两个四个LMXB类，这些系统没有容易识别的后代在bPSR人口。我将讨论哪些bPSR亚群可以用二元进化理论来解释，而那些亚群目前还不能解释。最后讨论了这一领域的一些悬而未决的问题。
2007-10-01 astro-ph
The ultra-cool white dwarf companion of PSR J0751+1807
我们目前的光学和近红外观测与凯克的二进制毫秒脉冲星PSR J 0751 +1807。我们在脉冲星的天球位置探测到一个微弱的红色天体--R=25.08+-0.07，B-R=2.5+-0.3，R-I=0.90+-0.10 --并认为它是脉冲星的白矮星伴星。这些颜色是所有已知的白矮星中最红的，表明温度非常低，Teff~4000 K。这意味着白矮星不可能有进化论所预期的相对较厚的氢包层。我们的观察提出了两个难题。首先，虽然大气层被认为是纯氢，但颜色与这种成分不一致。第二，在低温下，脉冲星的辐射应该是重要的，但我们没有看到任何证据。我们讨论了这些难题的可能解决方案。
2006-01-10 astro-ph
Timing Measurements and Their Implications for Four Binary Millisecond Pulsars
我们目前的时间观测的四个毫秒彗星，在ATNF帕克斯和NRAL Jodrell银行射电望远镜三年多来获得的数据。更新了天体测量、自旋和二进制参数，并对三个天文卫星（PSR J 0613 -0200、J1045-4509和J1643-1224）进行了实质性改进。我们测量了PSR J 0437 -4715轨道的投影半长轴随时间的变化，并利用它来约束轨道的倾角和伴星的质量。发现了PSR J1045-4509和J1643-1224的分散措施发生变化的一些证据。对行星质量伴星的存在进行了限制，排除了质量和轨道与太阳系中的类地行星相似的伴星。
1996-11-11 astro-ph
High resolution X-ray observations of pulsar winds
年轻的小行星自转速度快得令人难以置信，但也以非常快的速度减速。这个过程以相对论风的形式从恒星带走了巨大的能量。通过钱德拉X射线天文台现在提供的高分辨率，大量关于彗星及其风的新观测结果显示了彗星与周围环境相互作用的多样性和复杂性。本文回顾了我们对脉冲星风的基本认识，并简要总结了Chandra在激波结构、粒子加速和风成分方面提供的一些新见解。
2002-11-15 astro-ph
MHD Interaction of Pulsar Wind Nebulae with SNRs and the ISM
20世纪60年代末，蟹状星云脉冲星在其关联的超新星遗迹中的发现，为超新星遗迹研究开辟了一个新的领域：脉冲星驱动的超新星遗迹研究。在这些类型的遗迹中，脉冲星发出的相对论风将脉冲星风星云吹进超新星遗迹的内部。现在，在蟹状星云脉冲星被发现40多年后，由于观测设备的能力不断增加，已知的普列离子超新星遗迹超过50个。我将回顾我们目前对脉冲星风星云在与相关超新星遗迹相互作用时的不同演化阶段的理解。因此，我将讨论分析和最近的数值（M）HD模型。脉冲星风星云的四个主要阶段是：超音速膨胀级，反向激波干扰级，亚音速膨胀阶段，最后是由于脉冲星的超音速运动，气泡头部被弓形激波包围的阶段。最终，这个脉冲星风星云弓形激波将突破其相关的残余物，之后脉冲星动力弓形激波将直接与星际介质相互作用。我将讨论这些类型的脉冲星风星云和它们的形态的最新数值模型。
2005-04-12 astro-ph
The Temperature and Cooling Age of the White-Dwarf Companion to the Millisecond Pulsar PSR B1855+09
我们报告凯克和{ \em哈勃太空望远镜}观测的双毫秒脉冲星PSR B1855+09。我们探测到它的白矮星伴星，并测量了$\mv=25.90\pm0.12$和$\mi=24.19\pm0.11$（织女星系统）。从红化校正的颜色$(\mv-\mi)_0=1.06\pm0.21$，我们推断温度$\Teff=4800\pm800 $ K。白矮星的质量可以通过测量脉冲星信号$\Mcomp=0.258^{+0.028}_{-0.016} \Msun$的夏皮罗延迟来精确得知。因此，给定冷却模型，可以使用测量的温度来确定冷却年龄。这种低质量白矮星冷却模型的主要不确定性是剩余核燃烧的量，这是由氦核心周围的氢层厚度决定的。根据类似系统的性质，可以推断氦白矮星形成时有厚的氢层，质量为$\simgt3\times10^{-3} \Msun$，这会导致显著的额外加热。这与先前二元进化的简单进化模型的预期是一致的。然而，对于PSR B1855+09，这样的模型导致$\sim10 $ Gyr的冷却年龄，这是脉冲星自旋下降年龄的两倍。这可能是自旋下降的年龄是不正确的，这将使标准的真空偶极制动模型受到质疑。然而，对于另外两个脉冲星同伴，年龄远超过10 Gyr，这表明问题可能在于冷却模型。对于白矮星是由较薄的氢层（$\simlt3\times10^{-4} \Msun$）形成的模型，没有年龄上的差异。
1999-12-17 astro-ph
PSR J1518+4904: A Mildly Relativistic Binary Pulsar System
PSR J1518+4904是最近发现的一颗40.9 ms脉冲星，轨道周期为8.6天，中等偏心。我们在几个射频频率上测量了这颗脉冲星1.4年以上的脉冲到达时间，并由此导出了高精度的自转、天体测量和轨道参数。脉冲星周期导数的上限dP/dt<4 × 10 ^-20，给出的特征年龄至少为1.6 × 10 ^10年，是已知最高年龄之一。我们发现该轨道以0.0111+-0.0002 yr^-1的速率进动，根据广义相对论，这就得到了系统的总质量（脉冲星加上伴星）为2.62+-0.07 M太阳。进一步的轨道参数的分析产生了一个坚定的上限为1.75 M_solar的脉冲星的质量和约束的伴星质量范围为0.9至2.7 M_solar。这些质量，加上相当大的轨道偏心率和其他证据，强烈表明伴星是第二颗中子星。
1996-05-20 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
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
Jets and Disk-Winds from Pulsar Magnetospheres
我们讨论轴对称无力脉冲星磁层与磁准直喷流和盘风获得的脉冲星方程的数值解。这个解决方案代表了一种替代的准球形风的解决方案，其中的电流的主要部分是在一个电流片，这是不稳定的磁场湮灭。
2006-10-03 astro-ph
An improved solar wind electron-density model for pulsar timing
太阳风密度的变化给脉冲星定时观测带来了不同的延迟。目前的脉冲星定时分析程序只能实现简单的太阳风模型，这不仅限制了定时精度，而且会影响脉冲星旋转，天体测量和轨道参数的测量。我们描述了一个新的模型的太阳风电子密度的内容，它使用从太阳磁场的Wilcox太阳天文台观测。我们已经实现了这个模型到tempo 2脉冲星计时包。我们表明，该模型比以前的模型更准确，这些校正是必要的高精度脉冲星定时应用。
2007-09-02 astro-ph
Frame dragging in black hole-pulsar binaries
在脉冲双星计时实验中发现标架拖曳效应需要一个具有足够大自旋的致密伴星。围绕快速旋转的黑洞运行的脉冲星可以提供一个合适的测试系统。在本文中，我们解决的问题有关的一个黑洞同伴在这样一个系统中的识别，由黑洞的旋转所造成的帧拖动的可测量性，和四极矩的可测量性，这将证明克尔黑洞的存在。
1999-03-25 astro-ph
Observations of the binary pulsar system PSR B1718-19 -- The Role of Tidal Circularisation
本文介绍了利用甚大望远镜对脉冲双星系统PSR B1718-19进行的光学和红外观测。脉冲星的候选伴星，早些时候在哈勃太空望远镜的观测中发现，已经在所有三个波段，R，I和J中检测到。这些检测使我们能够推导出温度，半径和质量的约束，指向一个伴星，其半径在一个主序星和一个罗奇极限之间。我们专注于潮汐循环系统中的作用，这将改变最初的偏心轨道预计从形成的情况下，目前观察到的近圆形轨道。基于简单的能量平衡论点，我们能够绘制出伴星因循环而在恒星中沉积能量而产生的演化图像。在这张照片中，我们对伴星参数的测量与预期的初始偏心率一致。然而，根据目前对潮汐耗散的理解，仍然很难解释该系统循环的短时间。
2005-04-11 astro-ph
Do we really observe a bow shock in N157B...?
我提出了一个模型的脉冲星风与其相关的超新星遗迹相互作用。我将用这个模型来论证，人们可以解释N157 B（大麦云星云中的超新星遗迹）内部脉冲星风星云的形态，而不需要弓形激波的解释。该模型使用的流体动力学代码模拟脉冲星风星云的演变，当脉冲星以高速（1000公里/秒）通过膨胀的超新星遗迹。模拟显示了脉冲星风星云的三个不同阶段：超音速膨胀阶段，亚音速膨胀阶段和弓形激波阶段。最后一个阶段发生在包含活跃脉冲星的脉冲星风星云的头部，由于脉冲星的运动变得超音速而变形为弓形激波。我认为N157 B内部的脉冲星风星云目前处于其演化的第二阶段，即脉冲星风星云的膨胀是亚音速的，并且脉冲星风泡周围没有弓形激波。脉冲星相对于它的脉冲星风星云的强烈偏心位置自然可以用反向激波与脉冲星风星云相互作用的结果来解释，正如模拟所证明的那样。
2003-10-15 astro-ph
Theory of Pulsar Winds
我讨论了最近的工作，从旋转动力脉冲星的相对论风的性质，他们如何从中央紧凑的对象到周围的世界，以及如何将能量转换为可观察到的同步辐射传输的能量的物理。
2002-01-27 astro-ph
Discovery of Five Recycled Pulsars in a High Galactic Latitude Survey
我们展示了利用帕克斯射电望远镜在距银道面15度至30度之间约4,150度^[2]的21厘米范围内进行的一次巡天中发现的5颗回收的银道星。一颗新的脉冲星PSR J1528-3146，有一个61毫秒的自转周期和一个巨大的白矮星伴星。像许多有重伴星的回收星一样，轨道离心率相对较高（~0.0002），与演化模型预测的循环时间较短一致。剩下的四颗双星自转周期较短（3 ms < P < 6 ms），其中三颗可能有白矮星伴星，还有一颗（PSR J2010-1323）是孤立的。PSR J1600-3053的色散测量值为52.3 pc cm^-3，因此相对较亮，并且由于其脉冲轮廓具有固有的窄特性，可以通过相干去色散来分辨，因此具有良好的定时精度。在这次调查中，回收脉冲星的发现率是望远镜时间的四分之一或天空中每600度^2的一个。这些源的可变性意味着通过重复这次调查可能会发现更多的毫秒级地震。
2006-09-15 astro-ph
