On the Expansion, Age, and Origin of the Puzzling Shell/Pulsar Wind Nebula G310.6-1.6
我们提出了一个142-KS钱德拉观测的神秘组合超新星遗迹G310.6-1.6组成的一个明亮的脉冲风星云驱动的一个充满活力的脉冲星，周围是一个高度圆形，非常暗淡的壳与一个无特色的，可能同步加速器，光谱。与6年前的观测结果相比，尽管脉冲风星云的一些特征发生了移动，但壳层没有可测量的膨胀。我们发现膨胀年龄至少为2500年，这意味着当前的冲击速度小于约1000公里/秒。我们对壳层的热辐射设定了严格的上限;如果壳层确定了爆炸波的位置，谢多夫的解释将要求残骸非常年轻，大约1000年，并且是由一颗显著的亚能量超新星产生的，其能量E < 3 x 10^47 erg，喷射出< 0.02 M太阳。即使是合并引起的白矮星坍缩成中子星，伴随着低能量的爆炸，也不太可能产生这样的事件。其他解释似乎也同样不可能。
2019-11-13 astro-ph.HE
Spin-down age: the key to magnetic field decay
研究了自旋下降年龄的性质。基于均匀磁场衰减规律的假设，本文提出了一种新的方法，使我们能够揭示磁场衰减规律。该方法适用于以下选择：从ATNF星表中选择隔离的非毫秒级的天线。选择中的脉冲星的自旋年龄从4 \cdot 10 ^4到2 \cdot 10 ^6年。为了避免观测选择，我们只考虑距离太阳小于10 kpc的双星。对于这种选择，我们恢复均匀磁场衰减规律。看起来磁场从4 \cdot 10 ^4到3.5 \cdot 10 ^5年衰减了三次。该函数用修正的幂律近似。我们还估计了银河系中的恒星诞生率，发现它应该是每世纪2.9个恒星。
2012-04-16 astro-ph.HE
Power-law Magnetic Field Decay and Constant Core Temperatures of Magnetars, Normal and Millisecond Pulsars
磁星、正常射电星和毫秒射电星的特征年龄与偶极表面磁场强度之间的相关性可以用磁场随核心温度的衰减来解释，磁星、正常射电星和毫秒射电星的中心温度分别为PDMATHAMM K、$\sim2\times10^{7}$ K和$\sim10^{5}$ K;假设它们的特征年龄比它们的真实年龄大约大两个数量级，所需的核心温度可以降低约10倍。磁衰减遵循幂律，并由双极扩散模式的螺线管分量占主导地位。在该模型中，假设所有NS具有相同的初始磁场强度，但不同的核心温度不随磁场衰减而改变。这表明磁星和正常磁星之间的主要区别是磁星出生时比正常磁星热得多，因此有更长的磁场衰减时间尺度，导致即使正常磁星的年龄相同，表面磁场强度也更高。上述结论与观测到的磁星与其他年轻中子星表面温度之间的相关性一致，但与中子星的冷却主导演化不一致.这表明一种可能的情况，即加热，也许是由于磁场衰减，平衡中子星冷却观察到的中子星。
2011-10-18 astro-ph.HE
Radio Proper Motions of the Energetic Pulsar PSR~J1813$-$1749
PSR J1813- 1749的特殊性使其成为一个非常有趣的研究对象。它是已知的能量最高、散射最大的脉冲星之一。它与HESS J1813- 178有关，HESS J1813- 178是天空中最明亮和最紧凑的TeV源之一。最近，Ho等人利用相隔10多年的钱德拉X射线观测档案，确定PSR J 1813 - 1749的总自行为$\sim66$ ~mas~yr $^{-1}$，对应于$\sim$ 1900 km s $^{-1}$的速度，距离为6.2 kpc。这些结果意味着，这颗脉冲星是银河系中已知的最快的中子星，通过估计与相关超新星遗迹中心的角距，它的年龄只有$\sim300$年，使其成为已知的最年轻的中子星之一。利用12年来的高角分辨率VLA观测资料，我们估计PSR~ J 1813 - 1748的射电自行要小得多：（$μ_α\cdot\cos(δ),\,μ_δ$）=（$-5.0\pm3.7,\,-13.2\pm6.7$）~mas~yr $^{-1}$，或总自行为$14.8\pm5.9$ ~mas~yr $^{-1}$。参照类星体的位置使我们的结果可靠。我们得出结论，PSR J1813- 1749不是一个非常快速的移动源。用新的全自行法计算其运动学年龄为$\sim1350$ ~年。这一年龄与脉冲星的特征年龄和从HESS J1813- 178的宽带光谱能量分布估计的年龄以及相关SNR的年龄…
2021-10-19 astro-ph.HE
The effects of magnetic field, age, and intrinsic luminosity on Crab-like pulsar wind nebulae
我们研究了类蟹状星云脉冲星风星云（PWNe）的时间依赖行为，用4种不同的初始自旋亮度（$L_0 =\{1,0.1,0.01,0.001\} \times L_{0, {\rm Crab}}$），8种不同的磁分数（$η=$ 0.001，0.01，0.03，0.1，0.5，0.9，0.99，和0.999，即，从完全粒子主导的星云到完全磁主导的星云），以及3个不同的年龄：940年，3000年和9000年。我们发现，无论年龄和磁性分数如何，自同步康普顿（SSC）贡献对于$L_{SD}$ =蟹状能量的0.1，1和10%都不相关。SSC仅与高能（蟹状星云的$\sim 70%$）、低年龄（小于几千年）的粒子主导星云有关，这些星云位于能量密度相对较低的远红外背景中。由于除了蟹状星云之外，没有其他脉冲星具有这些特征，这些结果澄清了为什么蟹状星云，而且只有它，是SSC占主导地位。如果脉冲星的自旋下降功率为0.1%蟹状星云或更低，那么在TeV能量下将无法探测到年轻的PWN。在蟹状星云1%的自旋下降过程中，H.E.S.S.只能探测到粒子主导的星云。就像年轻时的望远镜（细节取决于精确的注射和环境参数）。能量超过螃蟹的10%，所有的PWNe都能被H.E.S.S.探测到。就像望远镜一样，如果它们是粒子主导的，不管年龄大小。磁分数对最终SED的影响是变化的和重要的，对于在其他方面相同的系统（相等的$P$、$\do…
2013-09-20 astro-ph.HE
Chandra observations of the elusive pulsar wind nebula around PSR B0656+14
PSR B 0656 +14是一颗中年脉冲星，特征年龄为$τ_c=110$ kyr，自旋下降功率为$\dot{E}= 3.8\times 10^{34}$ erg s $^{-1}$。利用钱德拉的数据，我们寻找一个脉冲星风星云（PWN），并发现了扩展发射的证据，在3.5-15弧秒的环带周围的脉冲星，光度$L_{\rm 0.5-8\,keV}^{\rm ext} \sim 8\times 10^{28}$ erg s $^{-1}$（在288 pc的距离），这是一个分数的$\sim 0.05$的非热脉冲星光度。如果扩展发射主要是由于PWN，它的X射线效率，$η_{\rm pwn} = L_{\rm 0.5-8\,keV}^{\rm ext}/\dot{E} \sim 2\times 10^{-6}$，低于大多数其他已知的PWNe，但类似于中年Geminga脉冲星。假设的PWN的小径向范围和近似圆形的形状可以解释，如果脉冲星是在接近视线的方向后退（或接近）。扩展发射（$Γ\sim 8$）的非常软的光谱，比那些典型的PWNe软得多，可以解释的贡献，从一个微弱的尘埃散射晕，这可能占主导地位的扩展发射的外部。
2015-11-12 astro-ph.HE
Study of a pulsar wind nebula candidate around the intermediate-age pulsar PSR J1413-6205 with H.E.S.S
本文利用 124 小时 H.E.S.S 观测和三维似然分析，在中等年龄脉冲星 PSR J1413-6205 周围以超过 5σ 发现一个硬谱延展 TeV 源，其特征符合脉冲星风云模型。
2023-06-04 astro-ph.HE
Properties of Young Pulsar Wind Nebulae: TeV Detectability and Their Pulsar Properties
在几十个年轻的脉冲星风星云中，有些已经在TeV γ射线（TeV PWNe）中被探测到，而另一些则没有（非TeV PWNe）。TeV辐射的可探测性与它们的自旋下降功率和中心夸克的特征年龄都不相关，决定可探测性的因素是一个悬而未决的问题。为了研究这个问题，我们研究了五个年轻的非TeV PWNe，3C 58，G310.6-1.6，G292.0+1.8，G11.2-0.3和SNR B 0540 -69.3的光谱演化。我们使用的光谱演化模型已被开发应用于年轻的TeV PWNe在我们以前的工作。非TeV PWNe的TeV γ射线通量上限给出了参数的上限或下限，例如PWN的年龄和进入磁能注入的自旋下降功率的分数（分数参数）。结合其他独立的观测和理论研究，我们可以猜测每个对象的参数的合理值。对于3C 58，我们倾向于年龄为2.5 kyr的参数和3.0 x10 ^{-3}的分数参数，尽管光谱建模本身并不排除年龄较短和分数参数较高的可能性。分数参数3.0 × 10 ^{-3}对于其他非TeV PWNe也是一致的，因此认为该值对于包括TeV PWNe在内的年轻PWNe是共同的。此外，我们还发现，这些中心的类星体的内禀性质是相似的，初始转动能为10^{48-50}尔格，磁能为10^{42-44}尔格（表面的偶极磁场强度为2 × 10 ^{12} -3 × 10 ^{13}G）。TeV的可探测性与注入的总能…
2012-12-03 astro-ph.HE
Modeling statistical properties of the X-ray emission from aged Pulsar Wind Nebulae
已知PWNe的数量最近大幅增加，其中大多数现在是中年物体。最近的研究表明，X射线亮度和大小与PWN年龄有明显的相关性，但未能提供一个完整的解释所观察到的趋势。在这里，我提出了一个不同的方法来这些影响，假设所观察到的趋势不简单地再现一个“典型”的PWN的演变，但PWNe演变在不同的环境条件下，领先的参数是周围介质密度的综合效果。使用一个简单的分析方法，我表明，大多数中年PWNe是更有可能观察到的混响阶段，我成功地再现趋势与观察到的一致，只要X射线发射电子的演变保持绝热在整个混响阶段。作为一个直接的结果，我表明，旧PWNe的X射线光谱应该更难：这也是与观测一致。
2013-11-07 astro-ph.HE
X-ray Evolution of Pulsar Wind Nebulae
在寻找甚高能伽马射线源的对应物的过程中，我们偶然发现了来自年龄高达~100 kyrs的恒星周围PWNe的大的、扩展的、低表面亮度的发射，这一发现是由朱雀X射线卫星的低而稳定的背景所实现的。对其中8个PWNe样品的系统研究，结合Chandra数据集，揭示了星云持续膨胀到~100 kyrs，尽管对于典型的100 microG的磁场，同步加速器X射线发射的时间尺度仅为~60 yr。我们的结果表明，加速到~80 TeV的电子可以从PWNe逃逸，而不会损失大部分能量。此外，为了解释观测到的X射线大小和脉冲星自旋年龄之间的相关性，PWNe中的磁场强度必须随时间而减小。
2010-07-16 astro-ph.HE
Modified pulsar current analysis: probing magnetic field evolution
本文用改进的脉冲星电流分析方法研究射电脉冲星中的磁场衰减。在我们的方法中，我们分析的流动，而不是沿着旋转周期轴已在以前的研究中进行，但研究流动的增长方向的特征年龄，$τ=P/(2\dot P)$。我们进行广泛的测试的方法，并发现，在大多数情况下，它是能够发现不可忽略的磁场衰减（超过百分之几十的研究范围内的年龄）在正常的射电望远镜现实的初始属性的中子星。然而，精确测定的磁场衰减时间尺度是不可能的，目前。对于不同的中子星参数初始分布，估计的时间尺度可能相差几倍。此外，初始分布和/或选择效应的一些组合也可以模拟增强的场衰减。我们将我们的方法应用到观测样本的无线电卫星在距离$<10$千pc的特征年龄$8 \times 10^4 < τ< 10^6$年的范围内，根据我们的研究，选择效应最小化。通过分析Parkes Multibeam和Swinburne巡天中的电磁波，我们发现，在这个范围内，电磁场的衰减大约是2倍。随着统计量的增加和对自旋周期和磁场强度的初始分布的更好了解，这种方法可以成为探测中子星中磁场衰变的有力工具。
2014-08-04 astro-ph.HE
Investigation into Pulsar Glitch Parameters
本文基于215颗脉冲星的677次突变事件，分析了突变率与自转频率、自转减慢率及特征年龄的相关性，发现突变率与各参数呈线性弱相关，且与特征年龄呈反向弱相关。
2024-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for differences between radio-loud and radio-quiet gamma-ray pulsar populations with Fermi-LAT data
费米LAT的观测使我们能够用89个物体来探索非循环伽马射线天体的数量。最近注意到，无线电安静和无线电大声子集的属性存在明显差异。特别是，平均观测到的射电强脉冲星比射电静脉冲星年轻，并且位于较小的银河纬度。即便如此，基于完整列表的分析可能会受到选择效应的影响。也就是说，大多数无线电响亮的天体是在无线电波段首次发现的，而无线电安静的天体是使用伽马射线数据发现的。在这项工作中，我们进行了一个盲搜索的伽玛射线天体使用费米LAT数据单独使用的所有点源从3FGL目录作为候选人。与以往的盲目搜索不同，本目录是用新的半相干方法构建的，覆盖了下至1 kyr的全部特征年龄。搜索结果是40个非回收的垃圾桶，其中26个是无线电安静的目录。射电强和射电静双星的年龄和银河纬度分布没有统计学显著差异，而旋转周期分布略有不同，具有$2.4σ$试验前统计学显著性。无线电静默频谱的分数被估计为$ε_{RQ}=63\pm 8\%$。结果与外磁层模型的预测一致，而极帽模型则不受欢迎。
2016-11-14 astro-ph.HE
Braking indices of young radio pulsars: theoretical perspective
最近，Parthsarathy等人分析了85个年轻射电望远镜的长期定时观测。他们发现11个物体的制动指数范围为$\sim 10-100$，远离经典值$n=3$。他们还注意到$n$的测量值与射电脉冲星的特征年龄之间存在轻微的相关性。本文系统地分析了大制动指数的可能物理成因。我们发现，这些测量结果中的一小部分可能是由脉冲星的一个看不见的超宽伴星的引力加速度或岁差引起的。剩余的制动指数既不能用脉冲星双折射角演化来解释，也不能用极向磁场的复杂高阶多极结构来解释。最合理的解释是极向偶极磁场的衰减，在一些年轻的天体中，极向偶极磁场的时间尺度为$\sim 10^4-10^5$年，但在其他射电天体中，极向偶极磁场的时间尺度明显更长。这种衰减可以解释测量的$n$的幅度以及$n$与特征年龄之间的某些相关性。这种衰变可能是由某些孤立的射电星地壳中的晶体杂质增强引起的，或者更有可能是由于低质量中子星缓慢冷却导致电子散射声子而引起的电阻率增强。如果这种效应确实是磁场快速衰减的主要原因，表现为大的制动指数，我们预测，具有大制动指数的恒星比具有$n\approx 3$的恒星更热。
2020-08-26 astro-ph.HE
Young and middle age pulsar light-curve morphology: Comparison of Fermi observations with gamma-ray and radio emission geometries
由于费米大面积望远镜自2008年6月以来收集了大量的伽马射线脉冲星光子，现在可以通过比较模拟和观察到的光变曲线形态特征来约束伽马射线几何模型。我们假设真空延迟偶极脉冲星磁场和测试模拟和观察形态光变曲线特性的框架内的两极发射几何形状，极帽（PC），无线电，和槽隙（SG），和外间隙（OG）/单极焦散（OPC）的发射几何形状。我们比较了模拟和观测/估计的光变曲线形态参数作为可观测和不可观测脉冲星参数的函数。PC模型给出了LAT脉冲星光变曲线形态的最差描述。OPC最好地解释了所观察到的伽马射线峰的多重性和形状类。OPC和SG模型分别描述了观测到的低峰和高峰分离的伽马射线峰分离分布。这表明OPC几何形状最好地解释了单峰结构，但不能将SG模型框架中预测的广泛分离的峰描述为来自两个磁半球的发射。的OPC无线电滞后分布显示出较高的协议与观测表明，假设极地无线电发射，伽马射线发射区可能位于外磁层。在OPC的框架内，模拟和LAT估计之间的较大一致性表明OPC模型最好地预测了所观察到的各种剖面形状。更大的协议之间的意见和OPC模型联合需要解释丰富的0.5分离峰与两极发射几何形状，要求薄的OPC间隙来解释单峰几何形状，但强调需要两极焦散发射几何形状来解释广泛分离的峰。
2016-02-01 astro-ph.HE
A Thorough Investigation of Distance and Age of the Pulsar Wind Nebula 3C58
越来越多的研究人员提出证据表明，脉冲星风星云3C58比它与公元1181年历史上的超新星的联系所预测的要古老得多。还有各种各样的论点。这些论点中最强的一个在很大程度上依赖于HI吸收测量确定的3.2千秒差距的假设距离。本出版物旨在确定3C58的更准确距离，并重新评估更大年龄的论点。我已经重新访问的距离测定3C58的基础上新的HI数据从加拿大银河系平面调查和我们最近的改进知识的旋转曲线的外银河系。我还使用了新确定的到邻近物体的距离，这些距离是基于三角视差的直接测量。我已经推导出一个新的更可靠的距离估计为2 kpc的3C58。这使得脉冲星风星云和公元1181年的历史事件之间的联系再次变得更加可行。
2013-07-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Investigating the neutron star physics through observations of several young pulsars in the dipole-field re-emergence scenario
本研究在偶极场重现场景下，利用年轻脉冲星观测数据探究中子星内部磁场与进动周期数，对蟹状星云脉冲星相关参数施严格约束，为中子星多领域研究提供参考。
2024-10-31 astro-ph.HE
Fast radio bursts as giant pulses from young rapidly rotating pulsars
我们讨论了快速射电暴（FRB）与年轻恒星（年龄$\sim$几十到几百年）发出的超巨星脉冲的可能联系，这些恒星具有规则的磁场，但自旋周期很短--只有几毫秒。FRB是来自$d \lesssim 100$ Mpc距离的银河系外事件。大部分的分散措施（DM）来自新喷出的SNR壳的材料，对于一个给定的爆发DM应随时间而减少。由于膨胀的喷出物中的自由-自由吸收，预计在低于$\sim 300 $ MHz的频率下不会看到FRB。超新星可能在爆发前几年就被探测到了; FRB大多与恒星形成的星系有关。该模型要求一些脉冲星出生时具有非常快的旋转，大约为几毫秒。在年轻的高能恒星中观察到的自旋下降功率$\dot{E}$的分布与$\dot{E}$每十年的相等出生率是一致的。接受这种注入光谱和缩放的固有亮度的FRB与$\dot{E}$，我们预测以下性质的一个大样本的FRB：（i）最亮的观察事件来自一个广泛的分布的距离;（ii）对于重复爆发亮度要么保持几乎恒定（如果自旋下降时间比脉冲星的年龄长），否则随时间减小;在后一种情况下，DM $\propto \dot{E}$。
2016-03-09 astro-ph.HE
The Braking Index of a Radio-quiet Gamma-ray Pulsar
我们报告PSR J1208-6238的发现和定时测量，一个年轻的和高度磁化的伽马射线脉冲星，自旋周期为440 ms。脉冲星是在费米大天区望远镜（LAT）的伽马射线光子数据中发现的，在分布式志愿者计算系统Einstein@Home上运行。在使用帕克斯射电望远镜进行的专门后续搜索中没有检测到无线电脉动，在1369 MHz处的通量密度上限为30 $μ$ Jy。通过对这颗脉冲星的伽马射线脉动进行计时，我们测量了它在五年的LAT观测中的制动指数为$n = 2.598 \pm 0.001 \pm 0.1$，其中第一个不确定性是统计的，第二个不确定性估计了由于计时噪声造成的偏差。假设它的制动指数自出生以来一直相似，脉冲星的估计年龄约为2，700年，使其成为在伽马射线数据盲搜索中发现的最年轻的脉冲星，也是已知最年轻的无线电安静伽马射线脉冲星。尽管它的年龄很小，但它并不与任何已知的超新星遗迹或脉冲星风星云有关。脉冲星的偶极表面磁场强度为$3.8 \times 10^{13}$ G，几乎是量子临界水平的90%。我们调查了一些潜在的物理原因的制动指数偏离简单的偶极子模型，但发现LAT数据覆盖较长的时间间隔将是必要的，以区分这些。
2016-11-07 astro-ph.HE
Blind search for radio-quiet and radio-loud gamma-ray pulsars with Fermi-LAT data
费米大天区望远镜（LAT）已经观测到了一百多颗伽马射线双星，其中大约三分之一是无线电安静的，即在射频上没有探测到。Fermi LAT利用射电定时模型探测到了大部分射电强辐射源，而射电静辐射源则通过盲搜索发现。技术上的差异引入了观察选择偏倚，因此，直接比较人群是复杂的。为了产生一个无偏的样本，我们单独使用费米LAT数据进行伽马射线脉动的盲搜索。搜索过程中不涉及无线电数据或光学或X射线频率的观测。我们产生了一个伽马射线选择目录的25个非回收伽马射线天体在一个盲目的搜索，包括16个无线电安静和9个无线电大声天体。这导致直接测量的无线电安静的行星$\varepsilon_{RQ} = 64\pm 10\%$，这是在与现有的估计，从人口建模外磁层模型。极冠模型由于预期分数较低和预测年龄依赖性而不受欢迎。表中射电强星和射电静星的年龄、伽玛射线能流、自旋光度和天空位置分布在统计上没有显著差异。结果表明，无线电安静和无线电大声的蜜蜂属于同一个种群。星表没有显示出电波束演化的证据。
2014-10-30 astro-ph.HE
On the evolution of high-B radio pulsars with measured braking indices
我们研究了高磁场射电望远镜（HBRPs）的长期演化，测量制动指数在同一模型中，被应用到个人的异常X射线望远镜（AXP），软伽马中继（SGR）和昏暗的孤立中子星（XDIN）。我们已经证明，旋转属性（周期，周期导数和制动指数）和X射线光度的单个HBRP可以同时获得的中子星演化的后备盘。模型源达到所观察到的性能的HBRPs在螺旋桨阶段，当脉冲无线电发射是允许的，在年龄与估计的超新星遗迹的源的年龄一致。我们的研究结果表明，HBRPs的磁偶极场的强度与AXP/SGRs和XDIN相当，甚至更大，但仍然比从磁偶极矩公式推断的值小一个或两个数量级。这些源可能的演化路径意味着，在大约10^4年之后，它们将失去其看似HBRP的性质，因为它们的快速减小的周期导数将使它们进入正常的射电脉冲星群体，或者它们将演化到吸积阶段，关闭射电脉冲。
2017-07-07 astro-ph.HE
Optical identification of the millisecond pulsar J0621+2514
利用SDSS和Pan-STARRS 1巡天数据，我们发现了最近发现的双星$γ$射线射电毫秒脉冲星J 0621 +2514的可能伴星。它的视亮度约为22等，宽波段的星等和颜色表明这是一颗白矮星。通过与各种白矮星演化轨迹的比较，我们发现它很可能属于一类He核白矮星，温度约为10 000 K，质量为$\lesssim 0.5$ M $_\odot$。对于白矮星的薄氢包层，其冷却年龄为$\lesssim0.5$ Gyr，小于脉冲星特征年龄1.8 Gyr。这可能表明脉冲星的年龄被高估了。否则，这可能是由于白矮星的祖先存在厚的氢包层或低金属含量。
2018-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detecting Dark Matter with Imploding Pulsars in the Galactic Center
在银河系的星系中心观测到的古老的毫秒星的缺乏可能是暗物质积累并摧毁中子星的结果。在高暗物质密度的区域，聚集在脉冲星中的暗物质可以超过史瓦西极限，坍缩成一个出生的黑洞，摧毁脉冲星。我们研究什么样的暗物质模型与这一假设是一致的，并找到参数空间区域的暗物质积累可以显着降低银河系中心内的中子星人口，同时保持一致的观测老毫秒恒星在球状星团和太阳附近的位置。我们确定了什么样的暗物质耦合和质量可能会导致银河系中心的年轻脉冲星意外熄灭。最后，我们发现脉冲星坍缩年龄与暗物质密度成反比，与暗物质速度色散成线性关系。这意味着脉冲星的最大年龄在空间上依赖于银河系暗物质晕内的位置。反过来，这种脉冲星年龄的空间依赖性将是暗物质模型依赖性。
2014-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
MeerKAT caught a Mini Mouse: serendipitous detection of a young radio pulsar escaping its birth sit
本文报告了MeerKAT偶然发现的“Mini Mouse”射电星云，并精确定位了FAST发现的年轻射电脉冲星PSR J1914+1054g，测算出其距离、周期导数、特征年龄及逃离超新星遗迹诞生地的投影速度。
2023-05-10 astro-ph.HE
The Mass of the Vela Pulsar Progenitor and the Age of the Vela-Puppis Complex
本研究通过测定船帆座脉冲星150 pc内恒星的年龄，推断其前身星性质，发现标准模型预测与观测星群存在不一致，并借助新颖的Stellar Ages算法探讨了双星演化等因素对解决这些差异的作用。
2025-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Spin Period and Magnetic Field of the Crab Pulsar: Decay of the Braking Index by the Particle Wind Flow Torque
中子星的自转和磁场（B场）的演化是半个多世纪以来未解的谜。我们把脉冲星的旋转制动力矩归因于标准磁偶极子辐射（MDR）和粒子风流（MDR + Wind，以下简称MDRW）两个分量，并将其应用于蟹状星云脉冲星（B 0531 + 21），蟹状星云脉冲星是唯一已知年龄和射电望远镜长期连续监测的源。基于上述假设，我们得到了蟹状星云脉冲星自转演化的精确解析解，并得到了如下结果：（1）与MDR模型所建议的恒定特征B场不同，蟹状星云脉冲星的这一数值在50 kyr内增加了100倍，而它的真实B场没有变化;（2）旋转制动指数在长期内由$\sim$ 3演变为1，但在现阶段的$\sim$ 45年内由2.51下降到2.50，而颗粒流对总旋转能量损失率的贡献约为25%;（3）引人注目的是，特征年龄的最大极限为$\sim$ 1万年，这意味着它并不总是真实年龄的良好指标。通过与可能的风制动候选脉冲星PSR J1734-3333的比较，讨论了蟹状星云脉冲星从MDR到风支配的演化路径。
2022-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of Nine Gamma-Ray Pulsars in Fermi-LAT Data Using a New Blind Search Method
我们报告了在对费米大天区望远镜（LAT）的数据进行盲目搜索时发现的9个以前未知的伽马射线天体。这些恒星是用一种新颖的分层搜索方法发现的，这种方法最初是为了探测来自快速旋转的中子星的连续引力波而开发的。该方法旨在寻找以高达kHz频率旋转的孤立恒星，计算效率高，并结合了几项进步，包括搜索参数空间（频率，频率导数和天空位置）的基于度量的网格化以及光子概率权重的使用。这九颗恒星的自转频率在3到12赫兹之间，特征年龄从17 kyr到300 r不等。其中两颗，PSR J1803-2149和J2111+4606，是年轻而充满活力的银河系行星（自旋下降功率超过6 e35 erg/s，年龄低于100 kyr）。剩下的7颗恒星，PSR J 0106 +4855、J 0622 +3749、J1620-4927、J1746-3239、J2028+3332、J2030+4415、J2139+4716，年龄更大，能量更低;其中两颗位于银河系高纬度（|b| > 10 deg）。PSR J 0106 +4855在所有LAT盲查天体中具有最大的特征年龄（300万年）和最小的表面磁场（2 e11 G）。PSR J2139+4716在所有已发现的非回收伽马射线天体中具有最低的自旋下降功率（3e 33 erg/s）。尽管进行了广泛的多频观测，但只有PSR J 0106 +4855在无线电波段有可检测到的脉动。其他八颗星属…
2011-11-02 astro-ph.HE gr-qc
Prospects for the detection of synchrotron halos around middle-age pulsars
能量超过10 GeV的宇宙射线正电子的起源是天体粒子物理学中最有趣的谜团之一。不同的解释被用来解决这个难题，如脉冲星风星云（PWNe），超新星遗迹或暗物质粒子的相互作用。HAWC和Milagro实验已经测量到在Geminga和Monogem PWNe方向上超过10 TeV的光子的扩展发射，这可以通过由这些源加速的正电子和电子通过逆康普顿散射发射的光子来解释。这些HAWC和Milagro探测对于估计PWN对正电子过剩的贡献非常重要。正电子和电子由PWNe发射并注入星际介质中，可以通过银河磁场的同步辐射产生能量介于射电和X射线之间的光子。在本白皮书中，我们展示了天体物理探测器任务概念，如AMEGO（全天空中能伽马射线天文台）和AdEPT（高级高能对望远镜），适合探测Monogem和Geminga PWNe的同步加速器晕，我们将报告AMEGO能够探测到的最有希望的PWNe列表。
2019-03-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Early Pulsar Observations with LOFAR
这篇文章对“射电天文学的新黄金时代”的贡献仅仅是为了在2010年6月12日正式开幕时给出LOFAR脉冲星观测的一些亮点。这些观测结果表明，虽然LOFAR仍在建设和天文调试中，但它已经开始兑现其在低频领域彻底改变射电天文学的承诺。这些观测还展示了LOFAR如何具有许多“下一代”能力，例如宽场多波束，这对于通过平方公里阵列及其前身开启射电天文学的新黄金时代至关重要。
2010-09-09 astro-ph.HE astro-ph.IM
Evolution of High-energy Electron Distribution in Pulsar Wind Nebulae
本文利用时间无关单区发射模型拟合17个年轻强PWNe的SED，揭示电子双幂律分布、磁场及能量随年龄的演化规律。
2024-07-03 astro-ph.HE hep-ph
The ultracool helium-atmosphere white dwarf companion of PSR J0740+6620?
本文报道了利用加那利大望远镜在$r'$和$i'$波段探测到二进制毫秒脉冲星J0740 + 6620的可能伴星。探测到的星状源的位置与脉冲星坐标一致，在1 $σ$不确定度$\approx$ 0.2角秒内。其量值为$r'=26.51\pm0.17$和$i'=25.49\pm0.15$。与白矮星冷却轨迹的比较表明，它可能是一个超冷的氦-大气白矮星，温度$\lesssim$ 3500 K，冷却年龄$\gtrsim$ 5 Gyr。年龄是一致的脉冲星的特征年龄校正运动学的影响。这是已知的毫秒双星的白矮星伴星中最红的源。在其他波段探测辐射源有助于澄清辐射源的特性和性质。
2019-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Tidal Capture Formation Scenario for the Accreting Pulsar IGR J17480-2446 in Terzan 5
低质量X射线双星（LMXB）IGR J17480-2446是一颗位于球状星团Terzan 5核心的11 Hz吸积脉冲星。这是一颗温和的再生吸积脉冲星，具有独特的演化历史，因为它的总年龄被认为不到几百万年，尽管Terzan 5的年龄非常老（~12 Gyr）。解决这种年龄差异的起源可能非常有价值，因为它可以揭示为什么像IGR J17480-2446这样的系统在我们的银河系中如此罕见。我们已经进行了数值模拟（动力学和二进制的演变），以约束IGR J17480-2446的演变历史。我们发现，二进制有一个很高的概率是近距离接触的结果，形成机制兼容的潮汐捕获的捐助星。这一结果加强了IGR J17480-2446是一个在异常近的时间开始质量转移的二元体的假设。我们还表明，原始的相互作用的二进制的核心泰山5强烈影响几百近距离接触（飞）在其一生中。这种效应可能会延迟、加速甚至中断罗氏瓣溢出（RLOF）相。我们的计算表明，这类系统只能在像球状星团这样的稠密环境中形成。
2017-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field growth in young glitching pulsars with a braking index
在孤立中子星自旋演化的标准情形中，年轻的脉冲星会因表面磁场B不变而减速。因此，脉冲星在自旋周期和自旋周期时间导数的相空间中遵循恒定的B轨道。这样的演化预测了制动指数n = 3，而场是恒定的，并且当场衰减时n > 3。这与所有9个观察值n < 3形成对比。在这里，我们考虑一个磁场，它在出生后不久就被掩埋，并扩散到表面。我们使用一个增长的表面磁场模型来拟合三个n最低的天体的观测结果：PSR J 0537 -6910，n =-1.5，PSR B 0833 -45（船帆座），n = 1.4，PSR J1734-3333，n = 0.9。通过匹配每个脉冲星的年龄，我们确定了它们出生时的磁场和自旋周期，并确认了PSR J1734-3333的磁星强度场。我们的研究结果表明，所有三个恒星都以类似于中心致密天体（CCO）的方式形成，但由于吸积质量的不同而有所不同。我们认为，磁场的出现可能发挥作用的独特的小故障行为的低制动指数approximars，我们提出的小故障行为和特征年龄作为可能的标准，在搜索CCO的后代。
2015-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discriminating the source of high-energy positrons with AMS-02
利用阿尔法磁谱仪AMS-02研究了PAMELA正电子过剩的暗物质和脉冲星起源的区别。我们模拟AMS-02的响应，以正电子（和电子）源自DM湮灭，并确定脉冲星参数（自旋下光度，距离和特征年龄），产生一个令人满意的拟合模拟AMS-02数据。事实证明，它总是有可能模仿DM信号与天线。虽然在某些情况下，拟合需要的自旋光度和特征年龄值与ATNF和费米LAT星表中已知的脉冲星不同，但这些星表是不完整的，因此很难排除脉冲星的解释。我们还表明，如果正电子过剩是由于一个脉冲星，它总是可以找到一个DM候选人，提供了一个很好的适合模拟AMS-02数据。因此，要区分这两种情况，就需要更好地了解基本来源或补充数据。
2010-12-22 astro-ph.HE hep-ph
Young Pulsars and the Galactic Center GeV Gamma-ray Excess
对费米数据的研究表明，银河系中心（GC）周围有过量的GeV伽马射线，这可能是由于暗物质。我们发现，年轻的伽马射线双星可以产生类似的信号。首先，高浓度的GC超新星自然会导致一群关于GC对称的被踢星。第二，当光谱较软的非常年轻的类星体位于银道面附近时，随着年龄的增长，光谱变硬的类星体会以更大的角度聚集。这种组合，包括未解决的前景光谱，跟踪的形态和光谱的过剩。
2015-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
How unique are pulsar wind nebulae models? Implementation of a multi-parameter, automatic fitting for time-dependent spectra
由于计算大量参数变化的计算成本，脉冲星风星云（PWNe）的详细辐射模型通常不包含拟合算法。因此，文献中的大多数模型实际上是基于目视检查的定性拟合。当考虑复杂的、时间依赖的模型时，这一点尤其正确。在过去几年中获得的当前PWN模型的计算效率的改进的动机，我们在这里探索纳入自动拟合算法到一个完全依赖于时间的模型。利用基于Nelder-Mead算法的有效拟合工具，采用含时辐射模型，对蟹状星云和3C 58进行了盲拟合，计算了年轻和中年PWNe的光谱和动力学演化.这种包含允许我们，除了更忠实地确定拟合的质量之外，还可以解决所选PWNe模型中是否存在简并。我们发现Crab和3C 58的拟合都很好，并且没有其他显着不同的模型参数集能够同样好地处理实验数据。该代码还能够将系统的年龄视为自由参数，从而根据年龄递归地确定所有其他所需的幅度。我们使用这个功能来考虑是否一个详细的多频光谱可以约束星云的年龄，发现事实上这是两个PWNe研究的情况。
2022-09-26 astro-ph.HE gr-qc
Why do the braking indices of pulsars span a range of more than 100 millions?
在这里，我们报告说，观察到的制动指数的366个样本中的Hobbs等。从约$-10^8$约$+10^8$，并显着相关的特征年龄。使用我们先前基于相同数据开发的磁场演化模型，我们导出了制动指数的解析表达式，该表达式与Hobbs等人样品中的磁共振制动指数的所有观测统计特性一致。然而，我们的模型是，这与先前的解释不一致，即磁场增长是制动指数小值的原因（$<3$）观察到特征年龄小于$2\times 10^3$岁的“婴儿”患者。我们发现，脉冲星的“瞬时”制动指数可能不同于“平均”制动指数从拟合数据在一定的时间跨度。我们的模型预测的“瞬时”制动指数和观察到的“平均”制动指数之间的密切匹配表明，以前使用的时间跨度通常小于或相当于其磁场振荡周期。我们的模型可以用现有的数据进行测试，通过计算制动指数作为每个脉冲星的时间跨度的函数。这样，我们就可以得到每颗脉冲星的磁场演化模型中的所有参数，并可能提高利用脉冲星探测引力波的灵敏度。
2012-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
