On the Progenitor of the Crab Pulsar
本研究利用Gaia EDR3数据探究蟹状星云脉冲星前身星，通过分析周边恒星年龄分布，发现结果略倾向于低质量前身星，但无法排除高质量可能，且距离方向的污染可能影响结论。
2024-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Weak Supernova Kicks from Observed Pulsar Velocities
对球状星团中的双星和双星的观测表明，至少有一些双星在出生时受到了微弱的出生踢。如果所有的双星都受到强有力的出生撞击，超过\unit [50]{ \kms }，那些出生在球状星团的将主要逃逸，而宽双星将被破坏。另一方面，对孤立射电天体横向速度的观测表明，只有$5\pm2\%$的速度低于\unit [50]{ \kms }。我们探索这种明显的紧张局势与快速二进制人口合成模型。我们提出了一个模型，其中超新星具有典型的低出生踢（例如，电子捕获超新星）只有在祖先恒星通过与伴星的双星相互作用被剥离时才会发生。我们表明，该模型自然地再现了观测到的脉冲星速度分布，而不会减少预测的合并双中子星产额。我们估计，零年龄的电子捕获超新星的非相互作用的祖先的主序星质量范围不应该比${\approx}0.2 M_\odot$宽。
2021-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eccentricities of millisecond pulsars with intermediate-mass progenitors
Racah Institute of Physics, The Hebrew University（雷卡物理学院，希伯来大学）
通过解析模型和数值计算，研究了中等质量恒星在洛希瓣稳定溢出过程中形成的毫秒脉冲星-白矮星双星的偏心率，发现偏心率对包层质量不敏感，解释了CO白矮星与低质量氦白矮星偏心率相似的原因。
2026-05-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Masses of double neutron star mergers
目的。射电脉冲星观测和引力波观测所观测到的双中子星双星之间的质量差异需要一个解释。方法.进行了双星布居合成计算，并将计算结果与射电和引力波观测结果进行了比较。结果双星演化的模拟被用来将双中子星双星的不同观测结果联系起来。更详细地研究了GW 190425的祖先。的质量和合并时间的可能的祖先的分布。结论.在双星演化过程中，我们自然会发现银河系中有另一颗中子星伴星的射电双星的质量与引力波观测到的这类合并系统的质量之间存在差异。
2020-02-19 astro-ph.SR
The impact of spin-kick alignment on the inferred velocity distribution of isolated pulsars
年轻的孤立恒星的速度通常是在假设未观测到的径向速度不是特殊的情况下，从它们在天空平面上观测到的二维速度推断出来的，即，测量的二维速度是完整三维速度的各向同性投影。然而，如果脉冲星的自旋优先与反冲对齐，那么观察者相对于脉冲星速度矢量的视角实际上是特殊的，因为自旋的方向影响脉冲星的可探测性。这意味着可观测卫星的二维速度测量不是各向同性投影，这影响了对三维速度的推断。我们估计这种影响，并得出结论，它可能会导致一个~15%的系统高估中子星出生踢，如果年轻的中子星有高的自旋角和窄束，但确切的校正因子取决于束自旋和自旋踢错位角和束宽度的分布。
2023-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A white dwarf merger as progenitor of the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61?
最近有人提出，大质量快速旋转的高磁化白矮星可以描述一些软伽马射线中继站（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的观测特性。此外，它也已被证明，高场磁（HFMWD）可以是白矮星二进制合并的结果。这些合并的产物包括一个被快速旋转的圆盘包围的炽热中心白矮星。在这里，我们表明，一个双简并系统的合并可以解释奇特的AXP 4U 0142+61的特性。这种情况解释了观测到的红外过量。我们还表明，4U 0142+6的观测到的属性是一致的近似$1.2 M_{\sun}$白矮星，残留的合并的原始系统的质量$0.6\, M_{\sun}$和$1.0\, M_{\sun}$的两个白矮星。最后，我们推断了一个合并后的年龄$τ_{\rm WD}\approx 64$ kyr，和一个磁场$B\approx 2\times 10^8$ G。这种磁场的证据可能来自于在4U 0142+61的光谱中在$\approx 10^{15}$ Hz处的$B$和$V$带之间观察到的电子回旋吸收特征的可能检测。
2013-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Progenitor neutron stars of the lightest and heaviest millisecond pulsars
最近对两颗毫秒双星PSR J 1614 -2230和PSR J 0751 +1807的质量测量结果分别为M=1.97+/-0.04 Msun和M= 1.26 +/-0.14 Msun，表明这类天体的质量范围很广，而且可能也是核塌缩超新星中诞生的中子星的质量范围很广。从零年龄主序双星阶段出发，考虑PSR J1614-2230和PSR J 0751 +1807形成前演化阶段的差异，推断它们的出生质量。利用双星演化的模拟，我们重建了导致PSR J1614-2230和PSR J 0751 +1807形成的演化轨迹。我们详细分析了中/低质量X射线双星中由于物质吸积而导致的自旋演化。我们考虑两个状态方程的致密物质，一个纯核子物质和其他一个包括高密度软化由于超子的出现。利用广义相对论中的定常和轴对称恒星组态，以及最近提出的磁矩模型和观测激发的磁场衰减定律。中子星PSR J 0751 +1807和PSR J1614-2230的估计出生质量分别可能低至1.0 Msun和高达1.9 Msun。这些值弱依赖于状态方程和假设的磁场模型及其吸积引起的衰减。再生中子星的前身中子星的质量跨度很大，从1.0 Msun到1.9 Msun。包括可能与PSR J 0751 +1807相关的缓慢Roche叶分离阶段的影响，将使质量下限更低。一个关于核心坍缩超新星的现实理论应该可以解释这个大范围的质量。
2015-12-31 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Binary Pulsar J0737-3039: Evidence for a new core collapse and neutron star formation mechanism
脉冲双星J 0737 -3039是唯一已知的具有两个可观测脉冲星的系统，因此提供了一个独特的实验室来测试广义相对论和探索脉冲星物理。基于低离心率和在银道面内的位置，Piran & Svanov（2004，2005）认为脉冲星B有一个非标准的形成场景，几乎没有或没有质量喷射。他们还预测，该系统将有一个非常缓慢的自行。脉冲星计时测量（Kramer et al. 2006; Deller et al. 2009）证实了这一预测。最近对脉冲星A的自旋和双星轨道之间的对准的观测也与这种情况一致。对脉冲星B形成过程的详细模拟表明，它的前身星在坍缩前是一颗质量很大的O-Ne-Mg白矮星，被一个0.1-0.16 M_太阳的薄壳所包围。当白矮星坍缩形成一颗中子星时，这个包层被喷射出来。脉冲星B诞生时是一个缓慢的旋转体（旋转周期约为1秒），当脉冲星形成时，它的旋转方向改变为当前的方向。这一认识揭示了祖星的角动量演化，这是一个强烈影响的过程，与双伴星的相互作用。系统缓慢的自行也意味着系统必须经历一个质量转移阶段，在这个阶段中，恒星A将其质量的很大一部分转移到B上。
2013-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
SNR G292.0+1.8: A Remnant of a Low-Mass Progenitor Stripped-Envelope Supernova
我们提出了一个银河系超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，一个典型的例子，一个核心崩溃的SNR，包含富氧喷出物，拱星物质，一个快速移动的脉冲星，和脉冲星风星云（PWN）的研究。我们使用流体动力学模拟的残余物的演变表明，SNR的反向冲击波与PWN相互作用，最有可能震惊了大多数超新星喷出物。在我们的模型中，这种情况需要总喷出物质量为$\lesssim 3\: \rm M_{\odot}$，这意味着在反向激波内部没有大量的冷喷出物。根据这些结果，我们比较了估计的元素质量和丰度比的反冲击喷出物核合成模型，发现它们是一致的与一个祖星的初始质量为12-16 $\: \rm M_{\odot}$。我们的结论是，G292.0+1.8的前身可能是一颗质量相对较低的恒星，通过双星相互作用经历了显着的质量损失，并产生了一个剥离的信封超新星爆炸。我们还认为，在G292.0+1.8中被称为“马刺”的区域是由于脉冲星通过超新星喷出物的运动而产生的，其动力学性质可能表明脉冲星速度的视线分量，导致总空间速度为$\sim 600\: \rm km\:s^{-1}$，并意味着一个显着的出生踢。最后，我们讨论了与G292.0+1.8相关的二进制质量损失情况及其对二进制伴星性质和未来搜索的影响。
2022-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Open Clusters ASCC21 as a Probable Birthplace of the Neutron Star Geminga
我们分析遇到的中子星（脉冲星）Geminga与开放星团在OB协会OriOB 1a通过整合周转轨道到过去，考虑到数据中的错误。疏散星团ASCC 21被证明是最有可能的诞生地，无论是一个单一的祖星的Geminga脉冲星或二元祖系统，随后分手。对Geminga-ASCC 21在脉冲星径向速度Vr =-100+-50 km/s条件下相遇的蒙特卡罗模拟表明，它们之间的近距离相遇可能在t=-5.2 Myr时发生在<= 10 pc的范围内。此外，中子星Geminga的轨道在距离紧凑的OB星协λ Ori中心约25 pc处经过，时间约为t=-0.39 Myr，这接近脉冲星的年龄。
2009-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Material mixing in pulsar wind nebulae of massive runaway stars
本文通过2.5维MHD模拟研究大质量逃逸星不同前身星类型和运动速度下脉冲星风、超新星抛射物与恒星风在脉冲星风云中的混合效率，揭示恒星演化历史对遗迹内元素分布和辐射机制的关键控制作用。
2024-11-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of millisecond pulsars with CO white dwarf companions - I. PSR J1614-2230: Evidence for a neutron star born massive
最近发现的一颗2兆太阳的毫秒脉冲双星（Demorest et al. 2010）不仅对高密度核物质的状态方程有重要影响，而且提出了一个有趣的问题，即中子星PSR J1614-2230是否生来就有质量。这个答案对于理解核心坍缩超新星中中子星的形成至关重要。此外，这个系统提出了关于祖先双星的性质以及它在质量交换X射线阶段如何演变的有趣问题。在本文中，我们讨论了PSR J1614-2230的祖先进化。我们已经进行了详细的恒星演化建模的中等质量的X射线双星经历的情况下A Roche瓣溢出（RLO）和应用的分析参数化计算的结果，无论是一个共同的信封演变或高度超爱丁顿各向同性再发射模式。我们发现PSR J1614-2230系统的形成有两种可能性：一种可能是它包含一颗2.2-2.6 M太阳的巨施主星，并通过一个共同的包层和旋入相演化而来;另一种可能是它起源于一颗4.0-5.0 M太阳的主序施主星的密近双星系统，并通过事例A RLO演化而来。我们的结论是，中子星出生时的质量必须分别为~1.95 M_sun或1.7+-0.15 M_sun，这大大超过了以前发现的射电脉冲星系统中的中子星出生质量。根据恒星演化和爆炸模型对中子星诞生质量的估计，我们认为PSR J 1614 -2230的起源星可能大于20 M太阳。
2011-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Are pulsars spun up or down by SASI spiral modes?
在大质量恒星的超新星爆炸过程中，脉冲星可能由于流体动力学不稳定性而向上或向下旋转。除了与双极爆炸相关的快速旋转情况外，恒星旋转可能会在离心力较小的更常见情况下影响大质量恒星的爆炸。使用二维模拟的简化设置在圆柱形的几何形状，我们研究的影响旋转的站立吸积激波不稳定性（SASI）和共转不稳定性，也被称为低T/ |W|。旋转对这些不稳定性的饱和振幅的影响取决于吸积流中的特定角动量和激波与中子星半径的比值。只有当这个比值足够大时，SASI的螺旋模式才随着旋转速度的增加而变得更加活跃。一个共转不稳定发展在大的旋转速率和影响的动态更显着，导致一个强大的单臂螺旋波。非轴对称不稳定性能够径向重新分配角动量，并影响脉冲星出生时的自旋。系统地研究了原始脉冲星的核心自转周期与初始脉冲星自旋的关系。估计了SASI测量的恒星自转速率，并对SASI测量的恒星自转速率进行了分析。当共转不稳定性发展时，快速旋转的祖细胞通过螺旋模式适度地向下旋转，小于$\sim 30\%$。鉴于观测对脉冲星诞生时自转周期的限制，这表明快速自转在大多数核心坍缩超新星中可能不会发挥重要的流体动力学作用。
2017-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Secular Evolution of Pulsar Triple System J0337+1715
脉冲星三重系统J 0337 +1715是非常规则和高度层次化的。长期动力学控制着它的长期演化，而轨道的不稳定性对其影响不大。长期相互作用在内外轨道之间传递角动量，除非它们的拱线平行或反平行。这些选择分别对应于正交本征模p和a。每一个的特征在于由质量和半长轴设定的偏心率，即，$e_{p, 1}/e_{p, 2}\sim a_1/a_2$，而$e_{a, 1}/e_{a, 2}\sim (a_1/a_2)^{-3/2}(m_2/m_1)$。模式p支配系统的当前状态，因此$e_1/e_2$始终保持接近$e_{p, 1}/e_{p, 2}$。模式a的小贡献导致$e_1$和$e_2$以周期$\sim 10^3\,\yr$振荡。几年后，轨道变化应该会很明显。这将揭示广义相对论（GR）对内轨道拱点进动的强迫，也可能是由于内白矮星（WD）的潮汐和旋转扭曲所造成的较小贡献。Phinney（1992）提出当WD的前身星充满Roche瓣时，WD-脉冲星双星的周转能量与单个对流涡旋的动能达到均分。我们扩展菲尼的理论适用于模式，而不是个人的轨道。因此，我们预测，模式p和模式a实现均分的外部和内部WD的祖细胞的巨大信封中的涡旋，分别。最有效的涡旋是那些寿命最接近轨道周期的涡旋。这些在外部WD的祖先中更有活力。这就解释了为什么模式p比模式a大，也解释了为什么内双星的轨道比其他具有类似轨道周期的WD脉冲星双星更加…
2014-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Pulsar Evolution: The Joint Period-Spindown Distribution of Millisecond Pulsars
我们计算了标准演化模型下毫秒射电暴（MSRP）的联合周期-自旋下降（P-Pdot）分布，以检验观测到的MSRP是否是毫秒X射线暴（MSXP）的明确后代。与观测结果相比，标准进化模型所暗示的P-Pdot密度表明，年轻/高磁场MSRP在统计学上显著过剩。考虑到由于观测选择效应而产生的偏差，MSRP不太可能是从一个单一的相干祖先种群进化而来的，该种群在无线电发射开始后通过磁偶极辐射失去能量。通过生成P-Pdot概率图，我们以超过95%的置信度表明，在标准模型的框架内，观测到的MSXP不能产生具有高磁场的最快旋转毫秒级双星，例如PSR B1937+21。
2009-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey: The fastest rotating O-type star and shortest period LMC pulsar - remnants of a supernova disrupted binary?
我们提出了一个非常快速旋转的晚O型星，VFTS 102，在30剑鱼座光谱调查期间观察到的光谱分析。VFTS 102的预计自转速度大于500 \kms \，可能高达600 \kms，因此它似乎是目前发现的自转速度最快的大质量恒星。它的径向速度与剑鱼座30号的平均值相差40 \kms \，这表明它是一个失控的星系。VFTS 102位于X射线脉冲星PSR J 0537 -6910的X射线扩散辐射尾部，距离PSR J 0537 -6910 12个粒子。我们认为，这些对象起源于一个双星系统的旋转和径向速度VFTS 102产生的质量转移从PSR J 0537 -691和超新星爆炸的祖先分别。
2011-12-06 astro-ph.SR
Classical, large scale 3D MHD simulations of interacting pulsar wind nebulae
Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institució Catalana de Recerca i Estudis Avançats (ICREA)（加泰罗尼亚高级研究制度）
研究通过三维磁流体动力学模拟，探讨脉冲星风 nebula 形状与磁场方向角度的关系及其对无线电特性的影响。
2026-02-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Induced Rotation in 3D Simulations of Core Collapse Supernovae: Implications for Pulsar Spins
有人认为，观测到的射电超新星的旋转周期可能是由失速超新星反弹激波后面的湍流区域中的非轴对称螺旋模式不稳定性引起的，即使祖核最初没有旋转。本文利用三维AMR程序CASTRO，结合一个真实的先驱体和状态方程，以及一个简单的中微子加热和冷却方案，数值研究了超新星核心从坍缩、反弹、激波停滞到延迟爆炸的三维旋转轮廓演化。在我们的模拟结束时（核心反弹后的$\sim$ 420 ms），我们没有看到留下的原始中子星核心的显著自旋。然而，我们确实看到了在核心和失速激波之间的湍流增益区中在爆炸前强微分旋转的发展。这个区域的壳层获得了高自旋率，达到$\sim$ $150\,$ Hz，但这个区域包含的质量和角动量太少，即使留下，也无法转化为完整的中子星的快速旋转。我们还发现，大部分的诱导角动量很可能是在爆炸中喷出，而且，即使最佳量的诱导角动量被保留在核心，所产生的自旋周期很可能是相当温和的。然而，秒的诱导期是可能的。
2011-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electromagnetic Torques, Precession and Evolution of Magnetic Inclination of Pulsars
本文给出了作用在真空中旋转的磁性中子星上的电磁力矩的解析计算，包括与偶极和四极磁场惯性有关的近区力矩。我们将这些扭矩的刚体中子星的旋转动力学，并表明，惯性扭矩的影响可以理解为修改的转动惯量张量的明星。我们应用我们的旋转动力学方程的螃蟹脉冲星，包括恒星和各种电磁转矩的内在扭曲，调查的可能性，反对齐的磁倾角，最近的观测所建议的，可以解释脉冲星进动。我们发现，如果脉冲星的有效主轴几乎与磁偶极轴或旋转轴对齐，那么岁差可以解释观测到的十年时间尺度上的反向对齐。在脉冲星自旋下降的时间尺度上，磁倾角总是减小的。
2015-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double White Dwarf Mergers as Progenitors of Long-Period Transients
Instituto Tecnológico de Aeronáutica（巴西航空研究院）；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学）；Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas（巴西物理研究中心）；ICRANet（国际相对论天体物理中心网络）；Universidade Federal do Cariri（卡鲁里联邦大学）；ICRA（国际相对论天体物理中心）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；San Diego State University（圣地亚哥州立大学）
本文研究了双白矮星并合作为长周期暂现源前身的可能性，通过建模并合后的旋转演化，确定了GLEAM-X J1627-5235的旋转年龄，并支持其作为白矮星脉冲星的解释。
2026-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of ultra-stripped supernovae
近距离双星中超剥离恒星的爆炸可能解释了新发现的微弱和快速的光学瞬变。我们已经证明，中子星（NS）的氦星伴星在爆炸时可能会演化成低至~1.5 Msun的裸露金属核，仅略高于卡拉塞卡质量极限。在这里，我们提出了一个新的系统的调查祖先的演变，导致这种超剥离超新星（SNe），在某些情况下产生前SN信封小于0.01 Msun。我们讨论了这些SNe（电子捕获与铁核坍塌）的性质和它们的观测光变曲线特性。超剥离SNe与双星系统以及LIGO/VIRGO对合并NS的引力波探测高度相关，因为这些事件预计将主要产生质量范围为1.10-1.80 Msun的低反冲NS。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Lense-Thirring frame dragging induced by a fast-rotating white dwarf in a binary pulsar system
短周期偏心双星轨道上的射电双星可以用来研究引力动力学和双星演化。包含PSR J1141 $-$ 6545的双星系统包括一个大质量的白矮星（WD）伴星，它在引力束缚的年轻射电脉冲星之前形成。我们观察到这个脉冲星的轨道倾角的时间演变，我们推断是由牛顿四极矩和Lense-Thirring进动的快速旋转的WD导致的轨道的组合所造成的。Lense-Thirring进动是相对论性坐标系拖曳的一种效应，是广义相对论的一个预言。这一探测结果与WD从脉冲星祖先吸积物质的进化情景相一致，WD的旋转周期为$< 200$秒。
2020-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Orbital and super-orbital periods in ULX pulsars, disc-fed HMXBs, Be/X-ray binaries and double-periodic variables
我们提出了一个简单的线性关系的证据，在超亮X射线（ULX）双星的轨道周期和超轨道周期，类似于在人口的盘馈中子星超巨星X射线二进制和Be/X射线二进制系统。我们认为，这种关系的最可能的原因是调制的进动热点或密度波的吸积或拱星盘的二元运动的系统，这意味着ULX双星和高质量X射线二元（HMXB）双星之间的物理联系。最近对银河系和麦哲伦星云HMXB以超爱丁顿速率吸积的研究，以及ULX双星在HMXB自旋周期-轨道周期图上的位置，都支持这一假说。在这项工作中发现的一个有趣的次要关系是盘馈HMXB，ULX和一组看似无关的早期型双星之间的明显联系，显示出所谓的“双周期”变化。我们认为这些系统是Be/X射线双星的直接前身星。
2020-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
An eccentric binary millisecond pulsar with a helium white dwarf companion in the Galactic Field
低质量白矮星（LMWD）被认为是双星演化的唯一产物，因为宇宙还没有老到足以从单个恒星产生它们。由于在双星相互作用阶段有很强的潮汐力作用，今天观测到的残留宿主系统的离心率可以忽略不计。在这里，我们报告的第一个明确的识别LMWD在偏心（e=0.13）轨道与毫秒脉冲星，这直接矛盾的图片。我们使用我们的光谱和无线电定时解决方案（来自其他地方）推断WD温度T_eff = 8600 +/- 190 K）和三维系统速度（179.5 km \s）。我们还对WD半径（R_WD = 0.024+/- 0.004/0.002 R_sun）和表面重力（log g = 7.11 +/- 0.08/0.16 dex）设置了与模型无关的约束。WD和运动学特性与低质量X射线双星演化的预期一致，不利于三体形成通道。在高离心率是自发相变的结果的情况下，我们推断脉冲星的祖先质量为1.6 M太阳，这对于Jiang等人（2015）提出的夸克新星机制来说太低。类似地，Freire & Tauris（2014）的场景中，WD通过旋转延迟吸积引起的坍缩坍缩到中子星上，在我们的约束下，需要高质量的差分旋转祖星和出生时的显著动量反冲。首先，我们发现通过与瞬态环双星盘的相互作用产生的离心泵与所有推断的性质一致。最后，我们报告脉动的初步证据，如果得到证实，将把恒星变成一个前所未有的实验室WD物理和恒星对流。
2016-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of black widows and redbacks -- two distinct populations of eclipsing binary millisecond pulsars
双毫秒双星（所谓的黑寡妇和红背）可以提供有关吸积历史，脉冲星照射其伴星以及吸积X射线双星和孤立毫秒双星之间进化联系的重要信息。然而，这种系统的形成并没有得到很好的理解，也没有黑寡妇和红背鸟两个种群之间祖先进化的差异。虽然这两个种群的轨道周期都在$0.1-1.0\;{\rm days}$之间，但它们的伴星质量相差一个数量级。本文利用MESA恒星演化程序，通过会聚低质量X射线双星的演化研究了这些系统的形成。我们的研究结果证实，人们可以解释大多数这些食双星毫秒双星的形成使用这种情况。更值得注意的是，我们发现，产生黑寡妇或红背的决定因素是辐射过程的效率，这样的红背吸收了更大比例的无线电脉冲星的发射自旋能量（导致更有效的质量损失通过蒸发）相比，黑寡妇系统。我们认为，几何效应（光束）是负责这两个人口的强双峰。最后，我们得出结论，红背系统不会随着时间的推移演变成黑寡妇系统。
2013-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting Pulsar Velocities Using Gaia Data Release 2
中子星（NS）速度的精确测量为超新星物理和双星系统的演化提供了重要线索。基于盖亚数据发布2（DR2），我们选择了24个具有精确视差测量的年轻（<300万年）恒星样本，并测量了它们的本地静止标准（LSR）的速度以及它们各自的本地恒星群之间的速度色散。由此计算的LSR和银河系自转模型之间的平均速度差为~7.6km/s，与典型的~27.5km/s的速度色散相比很小。对于远离银道面的恒星，这种差异会显著增加到~40 km/s。更重要的是，在本地组的低速恒星的速度色散可以与它们的横向速度，这表明，NS祖先的内在速度应该考虑到我们考虑他们的出生踢和二进制的演变。我们还检查了双NS系统J0737 - 3039A/B，并测量了它的横向速度为26（+18，-13）km/s，假设附近的盖亚源代表其出生环境。这项工作证明了利用盖亚数据研究单个系统速度和NS速度分布的可行性和重要性。
2021-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wide binary pulsars from electron-capture supernovae
中子星在超新星诞生时受到速度的冲击。那些形成于超级渐近巨星分支恒星的电子捕获超新星中的恒星--在超新星中结束生命的质量最低的恒星--可能比典型的中子星受到的反冲要低得多。由于许多大质量恒星都是宽联星的成员，这表明存在着低质量（$1.25 < M_\mathrm{psr} / $ M $_\odot < 1.3$）、宽（$P_\mathrm{orb} \gtrsim 10^{4}$ \，day）、偏心（$e \sim 0.7$）、未回收（$P_\mathrm{spin} \sim 1$ \，s）的联星。这类双星的形成率对导致电子捕获超新星的（有效的）单颗恒星的质量范围、超新星之前的质量损失量以及中子星上任何出生踢的大小都很敏感。我们估计，在银河系中，每10，000个孤立的脉冲星中就应该有一个这样的脉冲双星，假设导致电子捕获超新星的单星质量范围的宽度是$\lesssim 0.2$ \，M $_\odot$，并且在电子捕获超新星中形成的中子星接收的典型反冲小于10\，km s $^{-1}$。我们已经搜索了观测到的双星目录，但没有发现可以通过这个通道形成的令人信服的候选者，这与预测的低速率一致。未来的观测与平方公里阵列可能会检测到这种罕见的子类脉冲双星，并提供强有力的约束的性质，电子捕获超新星及其祖先。
2022-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of Millisecond Pulsars with Low-Mass Helium White Dwarf Companions in Very Compact Binaries
毫秒双星（BMSP）被认为是从低质量X射线双星（LMXB）演化而来的。如果LMXB中的质量转移是由施主星的核演化驱动的，则最终的轨道周期与施主星的简并He核白矮星（WD）的质量有很好的相关性。在这里，我们表明，这种关系可以扩展到非常小的WD质量（$\sim 0.14-0.17\,M_\odot$）和窄的轨道周期（约几个小时），主要取决于施主星的金属丰度。该关系也存在不连续性，这是由于当氢燃烧壳层穿过氢不连续性时施主的暂时收缩。BMSP与低质量的他WD同伴在非常紧凑的二进制可以占如果祖二进制经历了很晚的情况下A质量转移。PSR J1738+0333的WD伴星可能是由一颗Pop~II星演化而来。对于PSR J 0348 +0432，为了解释其在罗氏瓣解耦阶段的极端紧凑轨道，需要更低的金属丰度（$Z=0.0001$）。
2014-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ib/c supernovae in binary systems I. Evolution and properties of the progenitor stars
我们调查的Ib/c型超新星（SN Ib/c）的祖先在近距离双星系统的演化，使用新的演化模型，包括旋转的影响，初始质量为12 - 25 Msun的主要组成部分，和单氦星的初始质量为2.8 - 20 Msun。我们发现，尽管潮汐相互作用对主恒星的旋转的影响，在不同的二元模型序列中的超新星前阶段的核心中保留的角动量的量收敛到一个类似于以前的单星模型中发现的值。这个量大到足以产生毫秒磁星，但太小了，不能产生磁星或长伽马射线暴。我们采用最新的估计沃尔夫-拉叶质量损失率，其影响SN Ib/c祖详细讨论。在恒星结构方面，在双星系统中的SN Ib/c祖星被预测有很大的最终质量范围，甚至可以达到7 Msun，氦包层为0.16 - 1.5 Msun。我们的研究结果表明，如果缺乏氦线的光谱中的SNe Ic是由于少量的氦，分布的初始和最终的质量的SNIc祖细胞应该是双峰。此外，我们发现，薄的氢层（0.001 - 0.01 Msun），预计将存在于许多SN Ib祖在presupernova阶段。我们表明，氢的存在下，连同一个相当厚的氦信封，可以导致一个显着的膨胀的一些SN Ib/c祖超新星爆炸的时间。这可能对冲击爆发和超新星光曲线产生重要影响。我们还认为，通过AB/B转移产生的薄氢层的一些SN祖细胞可能与IIb型超新星祖细胞相对较小的半径约为10 Rsun。
2010-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unveiling the architecture of a pulsar - binary black-hole triple system with pulsar arrival time analysis
近年来，利用引力波探测器发现了大量的长轨道周期的双黑洞（BBH）。在我们以前的论文中，我们提出了通过三级轨道恒星的径向速度调制在三重系统中寻找这样的BBH。如果第三是一个脉冲星，高精度和节奏的观测其到达时间，使一个明确的特征脉冲星- BBH三重位于几个千秒差距，这是无法访问的径向速度的恒星。本文表明，这种内部BBH可以通过短期的罗默延迟调制，在我们的基准情况下，一个三元组由$20~M_\odot$ BBH和$1.4~M_\odot$脉冲星与$P_\mathrm{in}=10$天和$P_\mathrm{out}=100$天的$10$毫秒的数量级。如果相对论性时间延迟也被测量，那么基本上可以确定三重星系的所有轨道参数。例如，如果第三脉冲星的轨道周期约为几天，这种方法适用于低至$\sim 1$ hr轨道周期的内BBH。具有$\lesssim 1$ hr轨道周期的内部BBH发射的GW可被未来的天基GW任务（包括LISA、DECIGO和BBO）探测到，并且具有亚秒轨道周期的非常短的内部BBH甚至可以被现有的地基GW探测器探测到。因此，我们提出的方法提供了一个互补的技术来搜索内部BBH的三元组，如果存在的话，在不久的将来。
2020-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
On the Existence of Pulsars in the Vicinity of the Massive Black Hole in the Galactic Center
如果在银河系中心（GC）的大质量黑洞（MBH）附近存在并可被探测到的脉冲星，可能被用作探测中心MBH环境和度量的极好工具。最近在GC中发现的磁化脉冲星表明MBH附近应该存在更多的脉冲星。在本文中，我们估计的数量和轨道分布的脉冲星附近的MBH在GC假设的脉冲星的祖先，类似于GC的S-星，被捕获的轨道紧密绑定的MBH通过潮汐分裂的恒星双星。我们利用目前对GC S星和超高速星的观测，标定了双星的注入率和动力学模型。通过在模拟中考虑弛豫过程、超新星反冲和引力波辐射，我们估计目前可能有~97-190（9-14）颗半长轴<= 4000 AU（<= 1000 AU）的GC双星围绕中央MBH运行，这与目前观测对GC双星数量的限制是一致的。离MBH中心最近的脉冲星的半长轴和近心距离可能分别在~120- 460 AU和~2- 230 AU之间。未来的望远镜，如SKA，可能能够探测到相当数量的半长轴小于几千天文单位的类星体。长期监测这些污染物将有助于限制环境和中央MBH的度量。我们的首选模型还导致了大约10个超高速恒星以>~ 1500 km/s的速度远离银河系。
2014-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary evolution leading to the formation of the very massive neutron star in the J0740+6620 binary system
我们研究了近距离双星系统的演化，以解释最近观测到的包含有史以来最大质量的毫秒脉冲星PSR J0740+6620及其超冷氦白矮星伴星的双星系统的存在。为了找到这个天体的祖先，我们用我们的恒星程序计算了由一颗中子星和一颗正常施主星组成的几个双星系统的演化。我们假设质量传递是保守的。我们还探讨了辐射反馈对系统的影响。我们发现辐照模型也为毫秒脉冲星及其伴星提供了足够的模型，因此辐照和非辐照系统都是PSR J0740+6620的良好祖星。最后，我们得到了一个双星系统，演变和帐户的观测数据组成的PSR J 0740 +6620（即轨道周期，质量，有效温度和推断的金属丰度的同伴，和质量的中子星）在一个时间尺度小于宇宙的年龄。为了达到观测到的低有效温度，施主星应该有观测所需的氦包层。
2020-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reconciling the Systemic Kicks of Observed Millisecond Pulsars, Spider Pulsars, and Low-mass X-ray Binaries
Monash University（莫纳什大学）；The ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery---OzGrav（ARC引力波发现卓越中心---OzGrav）；Curtin University（科廷大学）
研究通过考虑距离依赖的运动学偏差，修正观测到的毫秒脉冲星系统性 kicks，发现其与低质量X射线双星的差异可能并非物理矛盾，支持共同起源的演化模型。
2026-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar J1411+2551: A Low Mass New Double Neutron Star System
在这项工作中，我们报告的PSR J1411+2551，一个新的二进制脉冲星发现的阿雷西博327 MHz漂移脉冲星调查的发现和表征。我们对该系统中射电脉冲星的计时观测跨度约为2.5年。这一计时活动允许其旋转周期（62.4 ms）和它的衍生物（9.6 $\pm$ 0.7）$\times 10^{-20}\, \rm s\, s^{-1}$的精确测量;从这些，我们得出了$\sim 10\,$陀螺仪的特征年龄和表面磁场强度为2.5 $\times 10^{9}$ G。这些数字表明，这颗脉冲星是通过吸积来自伴星祖先的物质而温和地再循环的。该系统有一个偏心（$e\, = \, 0.17$）2.61天的轨道。这种偏心率允许对近星点的前进速率$\dotω = 0.07686 \pm 0.00046 ^{\circ}~{\rm yr}^{-1}$进行非常重要的测量。假设广义相对论精确地模拟了轨道运动，这意味着系统的总质量M = $2.538 \pm 0.022 M_{\odot}$。最小的伴星质量是$0.92\, M_{\odot}$，最大的脉冲星质量是$1.62\, M_{\odot}$。大的伴星质量和轨道偏心率表明PSR J1411+2551是一个双中子星系统;是迄今为止已知最轻的系统，包括DNS合并的GW 170817。此外，相对较低的轨道离心率和较小的自行极限表明，第二颗超新星有相对较小的相…
2017-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
