Characterising the rotational irregularities of the Vela pulsar from 21 yr of phase-coherent timing
脉冲星显示出两类旋转不规则性，可以用来理解中子星内部和磁层：毛刺和定时噪声。在这里，我们提出了一个分析船帆座脉冲星跨越近21年的观测，包括8个毛刺。我们确定的相对脉冲数的毛刺之间的所有观测，与唯一的脉冲数的模糊性存在的毛刺事件。我们使用相位相干的定时解决方案，同时建模的定时噪声和毛刺在贝叶斯框架，使我们能够选择首选的模型。我们发现，毛刺可以用自旋频率的永久和瞬时变化来描述，即，频率导数无阶跃变化。对于所有的毛刺，我们只需要自旋频率的两个指数衰减变化来模拟瞬态分量。与以往的研究相比，我们发现，占主导地位的瞬态成分衰减在一个共同的$\approx$ 1300 d的时间尺度上，并且一个较大的分数（$\gtrsim 25\%$）的毛刺幅度与这些瞬态成分。我们还检测到较短的持续时间的瞬态成分的$\approx$ 25天，如前所述，但有限的灵敏度，以较短的持续时间的事件，我们的观察节奏。时序噪声是由一个陡峭的幂律过程，是独立的毛刺和次显性毛刺恢复。制动指数被限制为$<$ 8，置信度为95%。该方法可用于鲁棒地测量其他天线中的毛刺和定时噪声的特性。
2016-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin-Down of Radio Millisecond Pulsars at Genesis
毫秒中子星是一种古老的中子星，它通过吸收伴星的质量而旋转到很高的旋转频率。理解毫秒双星早期自旋演化的物理学的一个重要问题是在质量转移过程的终端阶段膨胀的磁层的影响。在这里，我报告的双恒星演化计算表明，制动扭矩作用在一个中子星，当伴星从它的罗氏瓣，是能够耗散>50%的旋转能量的脉冲星。这种效应可以解释观测到的x射线和射电毫秒双星之间自旋分布的明显差异，并有助于解释与年轻的白矮星同伴之间明显的年龄差异。
2012-02-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotational Behaviors and Magnetic Field Evolution of Radio Pulsars
观测到的孤立射电双星的长期自旋下降演化不能用具有恒定制动力矩的标准磁偶极辐射来解释。然而，如何以及为什么扭矩变化仍然存在争议，这是我们对中子星的认识中的一个突出问题。我们建立了一个脉冲星表面磁场演化的唯象模型，它包含了一个由短期振荡调制的长期衰减;脉冲星的自旋因此被它的磁场演化所改变。该模型的预测与精确测量的几个单独的地壳的自旋演化一致;导出的参数表明，霍尔漂移和霍尔波在NS地壳可能是负责的长期变化和短期准周期振荡，分别。利用该模型可以很好地再现雷达定时噪声的许多统计特性，包括雷达观测到的制动指数的相关性和分布，其跨度超过1亿。我们还提出了一个唯象模型的恢复过程中的经典和缓慢的毛刺，它可以成功地模拟所观察到的缓慢和经典的毛刺事件没有偏见。
2014-01-04 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
X-ray and Rotational Luminosity Correlation and Magnetic Heating of the Radio Pulsars
以往的工作提出了射电天体的X射线光度Lx与自转光度Lrot之间的相关性，但由于散射较大，所得到的回归线在统计上都是不可接受的。我们构建了一个具有内在Lx-Lrot关系的统计模型，并通过使用Monte Carlo模拟器再现了观察到的Lx分布，该模拟器考虑了掩盖内在关系的影响，即，辐射的各向异性、附加加热、距离的不确定性和仪器的检测极限。从ATNF脉冲星表中，我们收集到57颗有意义的普通射电天体和42颗有上限的射电天体，其中不包括高磁场天体（>10^{13} G），这些天体是单独分析的。我们得到一个统计上可接受的关系Lx（0.5 - 10 keV）= 10^{31.69}（Lrot / L_0）^{c_1}，其中c_1 = 1.03 \pm 0.27，L_0 =10^{35.38}。模拟器很好地再现了所获得的Lx-Lrot关系的分布。具有异常高Lx的脉冲星可分为两类：一类是软γ射线脉冲星，另一类是与标准冷却曲线相比较的热亮脉冲星。另一方面，低Lx的恒星被发现有暗淡的脉冲星风星云。我们认为，有一个未知的机制，管理磁层发射和脉冲星风星云，它可能涉及到电子-正电子对的生产率。高场双星由于其过剩的光度而形成不同于普通双星的独特的星群。
2016-10-06 astro-ph.HE
Temporal clustering of rotational glitches in the Crab pulsar
这是一个悬而未决的问题是否毛刺活动在个别卫星上变化的十年时间尺度。在过去的36年里，蟹状星云脉冲星经历了23次旋转故障，打断了原本单调的减速。均匀泊松过程，即一个具有常数速率的过程，不足以描述蟹状星云脉冲星中毛刺历元的时序分布。当使用Ripley的$K$函数进行测试时，在$2σ$级别存在聚集迹象。两种替代，非齐次模型与一个和两个逐步的速率变化被发现有更高的相对证据（贝叶斯因子分别为1.74和2.86）比齐次泊松过程。聚类之间的区别，其中事件是相关的，和速率变化进行了讨论。毛刺微物理，特别是触发机制的基础上雪崩过程的影响，进行了简要讨论。
2018-10-29 astro-ph.HE
Linking Long- and Short-Term Emission Variability in Pulsars
现在我们知道，射电望远镜的辐射可以在很宽的时间尺度上变化，从几分之一秒到几十年。然而，目前尚不清楚长期和短期排放量变异性是否由相同的物理过程造成。人们已经观察到，长期的发射变化往往与脉冲星的旋转变化有关。我们还不知道短期的发射变化是否也是如此，因为在如此短的时间尺度上无法直接测量所涉及的旋转变化。为了弥补这一点，我们提出了一个连续的脉冲星监测技术，允许统计检测的任何旋转变化的调零和模式改变的脉冲星与某些属性。使用模拟，我们探索的范围内的脉冲星的属性，这样的实验将是可能的。
2019-08-27 astro-ph.HE
Long-term rotational and emission variability of 17 radio pulsars
随着现代射电望远镜的灵敏度和定时基线的不断提高，越来越多的射电星被证明在其旋转和无线电发射特性中表现出转变。在这些情况中的许多情况下，这两者与假设其特定发射状态中的每一个的唯一自旋下降速率（$\dotν$）的光子相关。在这项工作中，我们重新审视了17个无线电卫星以前显示出自旋下降率的变化。使用高斯过程回归（GPR）的方法来建模的时间残差和演变的轮廓形状，我们确认已经观察到的过渡，并揭示新的过渡，在8年的延长监测更大的时间分辨率和增强的观测带宽。我们证实，这些来源中的7个显示出发射相关的$\dotν$跃迁（$Δ\dotν$），我们将这种相关性用于一个额外的脉冲星，PSR B1642 $-$ 03。我们证明，地质雷达是能够揭示非常微妙的配置文件的变化，有足够的数据质量。我们还证实了$Δ\dotν$振幅对$\dotν$和脉冲星特征年龄的依赖性。将$Δ\dotν$与全球磁层电荷密度$Δρ$的变化联系起来，我们推测，与大$Δρ$值相关的$\dotν$跃迁可能会表现出可检测的剖面变化，并改善数据质量，在以前没有观察到的情况下。
2022-04-25 astro-ph.HE
The impact of glitches on young pulsar rotational evolution
我们报告的74个年轻的恒星，已观察到的帕克斯64米射电望远镜在过去十年的时间计划。使用现代贝叶斯定时技术，我们已经测量了52个这些卫星中的124个毛刺的特性，其中74个是新的。我们证明，毛刺样本是完整的分数增加自旋频率大于$Δν^{90\%}_{g}/ν\approx 8.1 \times 10^{-9}$。我们测量了33辆汽车的制动指数$n$。在大多数这些恒星中，它们的旋转演化都是由$n > 10$的自旋下降事件所主导的，在大的故障发生时，自旋下降速率会发生阶跃变化。阶跃变化是这样的，即在毛刺上平均，长期$n$很小。我们发现$n$的毛刺间值与前一毛刺的降速变化除以毛刺间时间间隔之间存在接近一对一的关系。我们讨论的范围内的物理模型的结果。
2021-10-13 astro-ph.HE
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
Asymmetry of bifurcated features in radio pulsar profiles
高质量的综合无线电配置文件的一些卫星包含分叉，高度对称的发射组件（BEC）。当我们的视线穿过一个分裂的扇形发射光束时，它们就被观察到了。它示出，通过这样的光束的斜切口，功能出现在几乎所有的频率不对称，除了从一个单一的“对称频率”nu_sym，在BEC的两个峰值具有相同的高度。在nu_sym附近，BEC的两个峰中的通量比以类似于J1012+5307的多频行为的方式演变。由于视线的斜向移动所导致的固有不对称性，双切口中的每个最小值可以独立地建模。如果拟合函数是正交偏振模式下的曲率辐射的微观光束，则这样的组合模型再现了B1929+10的双凹口。这些结果证实了我们的观点，即在射电脉冲星配置文件中的一些双分量直接揭示了发射的辐射束的微观性质的曲率辐射的微束极化正交的电子的轨迹。
2012-04-02 astro-ph.HE
Rotational and X-ray luminosity evolution of high-B radio pulsars
在延续我们早期的工作，长期演变的所谓的高-B无线电hoppers（HBRPs）与测量制动指数，我们已经调查了长期演变的其余五个HBRPs的制动指数尚未测量。这完成了我们的源的回退盘模型，也适用于早期的异常X射线散射（AXP），软伽马中继（SGR），和昏暗的孤立中子星（XDIN）的HBRP的源分析。结果表明，由于初始条件的不同，即初始盘质量、初始周期和偶极场强度的不同，不同中子星群体的X射线光度和转动性质可以通过带有回退盘的中子星获得。对于五个HBRP，与AXP，SGR和XDIN不同，我们的结果不约束源的偶极场强。我们得到的演变路径，导致螺旋桨阶段的偶极子场足够强，产生脉冲无线电发射的HBRPs的属性。
2017-12-18 astro-ph.HE
Spin-disc misalignment drives periodic accretion and pulse profile asymmetry in X-ray pulsars
Mullard Space Science Laboratory, University College London（穆拉德空间科学实验室，伦敦大学学院）；Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（天体物理学，物理系，牛津大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Mountain View High School（山景高中）
该研究通过数值模拟发现，自旋-盘错位的纯几何效应会驱动X射线脉冲星的周期性吸积，导致脉冲轮廓不对称，该机制也可能适用于ULX脉冲星。
2026-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Jodrell Bank Glitch Catalogue: 106 new rotational glitches in 70 pulsars
脉冲星故障是发生在中子星旋转中的快速自旋事件，为了解这些物体内部的物理学提供了有价值的探索。长期监测大量的干扰源有助于检测干扰信号并对其参数进行可靠的测量。Jodrell Bank脉冲星计时方案定期监测800多个无线电脉冲星，在某些情况下，对单个物体的计时历史已超过50年。在本文中，我们介绍了截至2018年底观察到的70个射电望远镜中的106个新故障。对于70%的这些卫星，我们报告的事件是其唯一已知的故障。对于每一个新的故障，我们提供了它的历元，振幅和任何检测到的恒星自旋下降率的变化测量。结合这些新的小故障与Jodrell Bank小故障目录中列出的小故障，我们分析了178个卫星中的543个小故障的总样本。我们使用两个高斯分量的混合来对毛刺幅度和自旋下降速率变化的分布进行建模。我们证实了已知的依赖脉冲星自旋下降率和特征年龄的故障率和活动，并表明，年轻的脉冲星往往表现出较大的故障。自旋下降速率在$10^{-14}$ Hz s $^{-1}$和$10^{-10.5}$ Hz s $^{-1}$之间的脉冲星，其自旋下降的平均反转率为1.8%。我们的结果与脉冲星毛刺的超流涡旋解钉扎模型定性一致。
2021-11-12 astro-ph.HE
A novel look at the pulsar force-free magnetosphere
本文研究了脉冲星静止轴对称无力磁层。本文给出了脉冲星方程的精确偶极解，在此基础上建立了磁层模型，并检验了它的观测支持。新的模型具有环形而不是常见的圆柱形几何形状，与在更大的空间尺度上直接观察到的脉冲星风星云的等离子体流出一致。在其新的配置，轴对称磁层消耗中子星旋转能量更有效地，这意味着重新估计的恒星磁场，$B_{\mathrm new}^0=3.3\times 10^{-4}B/P$，其中$P$是脉冲星的周期。然后，从观测到的恒星的旋转特性导出的磁场的7阶散射似乎与$\cotχ$定律一致，其中$χ$是均匀分布在间隔$[0,π/2]$中的随机量。我们的结果是暗示一个独特的实际磁场强度的中子星随着一个随机的角度之间的磁轴和旋转轴，并提供洞察中子星统一的几何基础。
2016-08-29 astro-ph.HE
The UTMOST pulsar timing programme II: Timing noise across the pulsar population
虽然类星体具有特殊的旋转稳定性，但大规模的计时研究揭示了它们旋转中至少两种不同类型的不规则性：红色计时噪声和毛刺。使用现代贝叶斯技术，我们调查了300个明亮的南天射电望远镜的定时噪声特性，这些射电望远镜已被升级后的莫隆格洛天文台综合望远镜（MOST）观测了1.0-4.8年。我们重新分析了与先前报道的9个脉冲星故障相关的自旋和自旋下降变化，报告在PSR J1825 $-$ 0935的旋转演化中发现了3个新的故障和4个不寻常的类故障事件。我们开发了一个改进的贝叶斯框架，用于确定红噪声强度如何与脉冲星自旋频率（$ν$）和自旋下降频率（$\dotν$），我们适用于280个非回收的脉冲星的样本。利用这种新的方法和一个简单的幂律标度关系，我们证明了红噪声强度在非循环脉冲星种群中的标度为$ν^{a} |\dotν|^{b}$，其中$a = -0.84^{+0.47}_{-0.49}$和$b = 0.97^{+0.16}_{-0.19}$。这种方法可以很容易地适应利用更复杂的，天体物理动机的红噪声模型。最后，我们强调我们的双中子星PSR J 0737 $-$ 3039的时间，和重新发现一个明亮的射电脉冲星最初发现在第一Molonglo脉冲星调查与错误编目的位置。
2020-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Peculiar Rotational Evolution of PSR B0950+08
古老的孤立脉冲星PSR B0950+08的长期旋转演化是有趣的，因为它的自旋下降速率显示正弦振荡，这是由于脉冲频率的二阶时间导数在幅度和符号上的交替变化。我们表明，大的内部温度钉扎能量比对地壳的基础暗示最近的高表面温度测量PSR B0950+08导致线性蠕变涡线和钉扎网站之间的相互作用，在这个脉冲星。涡线由于钉扎到核团而呈现抛物线形状，并且涡的有限张力作为回复力，倾向于使涡回到其直线形状。由此产生的低频振荡的涡线与内部超流组件和外部脉冲星制动扭矩之间的时变耦合相结合，引起振荡的自旋下降率。我们将该模型应用于PSR B0950+08观察几个外部扭矩模型。我们的模型有可能从自旋下降率的振荡周期来限制中子星外核闭合磁场区域的径向扩展。
2022-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotational evolution of the Vela pulsar during the 2016 glitch
Mt Pleasant射电望远镜观测到的2016年船帆座故障首次提供了研究脉冲星故障脉冲间动力学的机会，为研究中子星内部开辟了新的可能性。我们拟合模型的恒星的旋转频率的脉冲星的数据，并提出了三个新的结果。首先，我们以90%的置信度将毛刺上升时间限制在12.6s以内，几乎比之前的最佳限制短三倍。第二，我们找到了明确的证据旋转频率过冲和快速松弛故障后。第三，我们找到了在故障发生之前恒星自转速度减慢的证据。过冲理论上预测的一些模型，我们讨论的毛刺上升和过冲衰减时间对内部中子星物理的影响。在小故障之前的减速是出乎意料的，我们认为减速可能会通过引起地壳超流体和地壳之间的临界滞后来触发小故障。
2019-07-02 astro-ph.HE gr-qc
Population Synthesis of Isolated Neutron Stars with magneto-rotational evolution II: from radio-pulsars to magnetars
星族综合研究是重建脉冲星星族周期和磁场出生分布的有力手段。当这种方法应用于不同波长的群体时，它可以打破由单波段研究产生的初始分布的推断性质的简并性。在这种情况下，我们扩展以前的工作，包括$X$ -射线热辐射辐射在同一进化模型的无线电辐射。我们发现，X射线脉冲星数量的累积分布可以很好地再现几个模型，同时，再现无线电脉冲星分布的特点。然而，即使考虑到最有利的磁热演化模型与快速场衰减，对数正态分布的初始磁场预测超过12秒的可见光源的数量。然后，我们表明，这个问题可以解决不同的分布的磁场，如截断对数正态分布，或副正态分布与两个不同的人口。我们利用观测到的自旋周期P>12 s的孤立NS的缺乏，建立了B > 10^{15} G（小于1%）的磁星比例的上限。随着未来的探测不断增加磁星和高B脉冲星的统计数据，我们的方法可以用来建立一个严格的约束最大磁场在诞生的NS。
2015-07-20 astro-ph.HE
Evolution of non-spherical pulsars with plasma-filled magnetospheres
脉冲星以其旋转稳定性而闻名。它们中的大多数稳定地旋转下来，并显示出高度重复的脉冲形状。但有些天线会出现调零、不稳定、模式改变和定时噪声等定时不规则现象。由于脉冲形状的变化通常与定时不规则性相关，因此进动是这些现象的可能原因。而脉冲星磁层充满了等离子体，大多数脉冲星进动的研究进行了真空近似，忽略了磁层电流和电荷的影响。最近的数值模拟充满等离子体的脉冲星磁层为我们提供了一个详细的定量描述施加在脉冲星表面的磁层扭矩。在本文中，我们介绍了中子星演化的研究，使用这些新的扭矩表达式。我们表明，它们导致（1）慢得多的脉冲星参数的长期演变和（2）这些参数的极端解决方案比真空磁层模型。为了便于解释观测到的脉冲星定时残差，我们推导了一个解析模型，该模型（1）描述了非球形脉冲星的时间演化，（2）将观测到的脉冲星定时残差转化为脉冲星的几何参数。我们将这个模型应用到两个具有非常不同的时间行为的类星体上。对于脉冲星B1828-11，我们证明，定时残差曲线允许两个脉冲星的几何形状：一个与恒星变形指向沿磁轴和一个沿旋转轴。对于蟹状星云脉冲星，我们用这个模型表明，最近观测到的它的磁轴和自转轴相互远离的现象可以用岁差来解释。
2015-04-24 astro-ph.HE
Pulsar J0453+1559: A Double Neutron Star System with a Large Mass Asymmetry
为了了解超新星和中子星形成的本质，以及双星恒星演化和它们之间的相互作用，探测中子星质量的分布是非常重要的。到目前为止，所有双NS（DNS）系统的质量比均接近1（q $\geq$ 0.91）。本文报道了利用近星点推进速率和Shapiro延迟测量4.07天双星脉冲星J 0453 +1559的单个质量：脉冲星的质量为1.559（5）$M_{\odot}$，其伴星的质量为1.174（4）$M_{\odot}$ ; q = 0.75。如果这颗伴星也是一颗中子星（NS），如系统的轨道偏心率（e=0.11）所示，那么它的质量是任何此类天体中精确测量的最小质量。该脉冲星的自旋周期为45.7 ms，自旋导数为1.8616（7）x $10^-19$ ;由此我们得出其特征年龄约为4.1 x $10^9$年，磁场约为2.9 x $10^9$ G，即该脉冲星是通过吸积伴星前身的物质而温和地再循环的。这表明它是以（非常接近）目前的质量形成的。因此，NS的质量范围很广，这对于理解它们在超新星中的形成很重要。这对于寻找NS-NS合并过程中释放的引力波也很重要：现在很明显，我们不应该假设所有的DNS系统都是对称的。
2015-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Galvano-rotational effect induced by electroweak interactions in pulsars
我们研究旋转物质中的弱相互作用粒子。预言了该系统中存在沿物质旋转轴向的电流。这种新的电流转动效应是由旋转物质中无质量带电粒子之间的宇称破坏相互作用引起的。我们从旋转坐标系中涉及电弱相互作用的费米子狄拉克方程的精确解开始。这个方程包括了非惯性效应。然后，利用所得到的解，我们导出了沿旋转轴流动的感应电流。我们研究了致密天体中出现电流转动效应的可能性。中子和假设的夸克星的具体例子进行了讨论。结果表明，利用这种效应，人们可以预期产生的环形磁场与极向的老毫秒磁星。我们还简要讨论了这些恒星中磁螺旋度的产生。最后分析了用电流转动效应描述中子星的非对称中微子发射来解释中子星反冲的可能性。
2015-05-16 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Small glitches and other rotational irregularities of the Vela pulsar
闪变是指中子星自转速率$ν$的突然增加，人们认为这是由恒星内部的中子超流体驱动的。船帆座脉冲星的故障率相对较高，自1968年开始观测以来报告了21次事件。这些是已知的最大故障之一（其中17个具有$Δν/ν\geq10^{-6}$大小），并表现出非常相似的特征。这种相似性，再加上大故障发生的规律性，使Vela成为这种故障行为的原型。另一方面，它的最小故障的性质还没有明确确定。船帆座脉冲星的高频率观测是在1981年至2005年期间在芒特普莱森特射电天文台进行的。进行自动化系统搜索，研究在任何给定时间是否发生自旋频率$ν$和/或自旋下降速率$\dotν$的显著变化。我们发现了两个新的毛刺，分别具有$(5.55\pm0.03)\times10^{-9}$和$(38\pm4)\times10^{-9}$的大小$Δν/ν$。除了这两个毛刺事件之外，我们的研究还揭示了所有可能特征（即$Δν$和$Δ\dotν$符号的组合）的许多事件，所有这些事件都与$|Δν|/ν<10^{-9}$一起很小，这有助于船帆座定时噪声。船帆座脉冲星与许多其他小故障的脉冲星相比，小故障的数量较少，这似乎是真实的，而不是观测偏差的结果。除了典型的故障，脉冲星的平稳自旋也受到几乎连续的活动的影响，这种活动的部分特征是$ν$、$\dot{ν,}$或两者的小台阶状变化。模拟结果表明，连续徘徊的旋转相位，红色光谱，可以模仿这种阶梯…
2021-04-12 astro-ph.HE
A $Z_1^2$ framework for rotational-parameter estimation and uncertainty quantification in high-energy pulsars
Homi Bhabha Center for Science Education, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所霍米·巴巴科学教育中心）；St. Xavier’s College（圣泽维尔学院）；Department of Physics, University of Mumbai（孟买大学物理系）；Center for Basic Sciences at Pt. Ravishankar Shukla University（Pt. Ravishankar Shukla大学基础科学中心）；Indian Institute of Science Education and Research Bhopal（印度科学教育与研究学院博帕尔分校）；Indian Institute of Technology Bombay（印度理工学院孟买分校）；USRA STI（美国大学空间研究协会STI）
本文提出基于Z₁²的框架，用于从泊松限制的光子事件列表中估计高能脉冲星的自转频率和频率导数，通过改进的估计方法提供更准确的不确定性量化。
2026-05-14 astro-ph.HE astro-ph.IM
Aqueye optical observations of the Crab Nebula pulsar
我们于2008年10月在Asiago - Cima Ekar的Copernico望远镜上用光学光子计数器Aqueye（Asiago量子眼）观察了蟹状星云脉冲星，该计数器具有光学领域（数百皮秒）中有史以来最好的时间分辨率和精度。我们的目标是执行一个详细的分析的光学周期和相位漂移的主峰的螃蟹脉冲星，并将其与Jodrell银行星历。我们利用脉冲星信号和精确光学模板之间的交叉关联函数的最陡零点来确定主峰的位置。脉冲星自转周期和周期导数的测量精度很高，使用的观测时间间隔仅为2天。周期的误差为1.7 ps，仅受统计不确定性的限制。旋转频率和它的一阶导数都与Jodrell Bank无线电星历档案中的一致。我们还发现了光学峰值领先无线电峰值约230微秒的证据。整个数据集的相位残差的分布略宽于合成信号的相位残差的分布，所述合成信号作为在时间上分布的概率与脉冲形状成比例的脉冲序列而生成，例如平均计数率和背景水平是用Aqueye观测的Crab脉冲星的平均计数率和背景水平。计数统计和数据的质量使我们能够在2天内以很高的精度确定脉冲星的周期和周期导数。蟹状星云脉冲星的光峰到达时间比射电峰早，这与最近文献报道的一致。相位残差的分布可以用高斯近似，并且与完全由光子噪声引起的一致（对于最佳数据集）。
2012-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining compactness and magnetic field geometry of X-ray pulsars from the statistics of their pulse profiles
从X射线中子星和磁星观测到的光变曲线反映了辐射发射模式、磁场的几何形状和中子星的致密性。我们研究X射线脉冲轮廓的统计，以约束中子星的紧凑性和磁场几何。我们收集了124颗X射线脉冲星的数据，这些星主要存在于高质量的X射线双星系统中，并根据在一个自旋周期内观测到的峰值数目对它们的脉冲轮廓进行了分类，将它们分为单峰和双峰两类。我们发现，在两组之间的平均分布。我们还计算了由理论模型预测的两个对跖点样点，根据类椭圆形的发射模式发射辐射的概率。然后将这些与两类中观察到的β-淀粉酶的分数进行比较。假设一个黑体发射模式，它是可能的，以限制中子星的紧凑性，如果磁偶极子有任意倾角的脉冲星旋转轴。更现实的双光束模式预测，79%的双光束是双峰独立的紧凑性。如果磁偶极相对于旋转轴的倾角上限为40 ± 4 °，则理论预测与实验数据是一致的。我们还讨论了X射线仪器有限的灵敏度对探测弱脉冲的影响，这降低了探测到的双峰剖面的数量，使得理论预测与数据一致，即使磁偶极子确实具有随机倾角。这表明脉冲轮廓的统计不允许我们约束中子星的紧凑性。与Bulik等人（2003年）之前的声明相反，这些数据也不需要将磁倾角限制在一个狭窄的区间内。
2010-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The glitches and rotational history of the highly energetic young pulsar PSR J0537$-$6910
我们提出了一个年轻的X射线脉冲星PSR J0537 $-$ 6910，位于大麦哲伦星云内的定时和故障分析，使用13年的数据，现在退役的罗西X射线定时探测器。PSR J0537 $-$ 6910的自转周期为16毫秒，是已知自转速度最快、能量最高的年轻脉冲星。它也显示出任何已知脉冲星中最高的毛刺活动。我们在数据跨度上发现了42个故障，对应于3.2年$^{-1}$的故障率，总体故障活动率为$8.8\times 10^{-7}\,$ yr $^{-1}$。高毛刺频率使我们能够以其他仪器无法达到的方式研究毛刺行为。我们观察到自旋频率毛刺幅度和等待时间到下一个毛刺之间的强线性相关性。我们还发现，故障后自旋下降恢复是很好地描述了一个单一的两个组件模型适合所有的故障，我们有足够的输入数据。这包括指数振幅$A = (7.6 \pm 1.0)\times 10^{-14}\,$ s $^{-2}$和衰减时标$τ= 27_{-6}^{+7}\,$ d，以及线性斜率$m = (4.1\pm 0.4)\times 10^{-16}\,$ s $^{-2}\,$ d $^{-1}$。后一斜率对应于二阶频率导数$\ddotν = (4.7\pm 0.5) \times 10^{-22}\,$ s $^{-3}$，从中我们找到隐含的制动指数$n=7.4 \pm 0.8$。我们还提出了一种最大似然技术，用于搜索事件…
2017-12-11 astro-ph.HE
On the difference between gamma-ray-detected and non-gamma-ray-detected pulsars
我们比较年轻的，充满活力的伽玛射线探测和非伽玛射线探测的恒星的无线电剖面宽度。我们发现，后者通常有更广泛的无线电配置文件，与两个样本之间的边界表现出依赖于旋转能量损失率。我们还发现，在伽马射线检测到的脉冲星样本中，射电剖面宽度与主伽马射线峰的间隔和窄伽马射线分量的存在相关。这些研究结果使我们提出，这些恒星形成一个单一的人口，其中的主要因素决定伽马射线探测的旋转能量损失率和接近的视线旋转轴。对于有和没有可探测到的伽马射线的射电望远镜，预期的磁倾角分布将是不同的，自然导致观察到的差异。我们的研究结果还表明，现有的无线电和外磁层伽马射线发射模型的几何形状至少在定性上是现实的，这意味着有关的观察几何形状的信息可以从轮廓属性的恒星。
2016-09-22 astro-ph.HE
Relativistic Mean-Field Treatment of Pulsar Kick from Neutrino Propagation in Magnetized Proto-Neutron
本文用微扰法计算了在强磁场作用下，热而致密的超声波中子星物质中中微子的散射和吸收。我们在完全相对论平均场论中计算了吸收截面。我们发现中微子的吸收强度存在显著的角度依赖性，即在平行于磁场的方向上减弱，而在相反的方向上增强。对于2 x 10^{17} G的内部磁场，中微子吸收的这种不对称性估计高达整个中微子动量的2.2%。与这种不对称性相关联的脉冲星反冲速度被证明是可比的观察到的速度。
2021-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Evolution of a Pulsar Wind Nebula within a Composite Supernova Remnant
脉冲星风星云（PWN）与其宿主超新星遗迹（SNR）之间的相互作用可以产生大量可观测的结构。这些结构中存在的不对称性源于复合系统的复杂性，其中许多因素在复合SNR演变的各个阶段轮流起主导作用。特别令人感兴趣的是系统的特点是在一个不均匀的星际介质（ISM），其中包含一个活跃的脉冲星具有相当大的“踢”速度（向上300公里秒$^{-1}$），因为这些系统往往会产生复杂的形态。我们提出了一个数值模型，采用这些和其他几个因素，努力产生类似于在各种X射线和无线电观测中看到的不对称性。我们发现，驱动结构的主要参数是ISM均匀性和脉冲星总自旋下降能量，其次是脉冲星轨道和初始自旋下降光度等因素。我们还调查了PWN“尾巴”背后的动力学，这可能会形成一个破碎的，遗迹星云的反向冲击传递活动的恒星。我们发现，这样的尾巴的方向是不是很好的指标脉冲星的运动，但方向揭示了反向冲击波的通道所产生的喷出物的流动。
2017-07-20 astro-ph.HE
Magnetar nebulae can be rotationally powered
最近在雨燕1834.9-0846周围发现了一个产生扩展X射线发射的风星云。这是第一个磁星，这种（脉冲星）风星云（PWN）被发现。我证明，斯威夫特1834.9-0846的星云可以旋转供电，如果它是由环境压缩。这背后的物理原因是绝热加热在所有其他冷却和逃逸过程中占主导地位。这种效应只会发生在相对低自旋功率的恒星上，可以形成非常有效的星云。本文基于ApJ 835，文章id。54，13页中发表的先前工作。（2017年）。
2017-10-19 astro-ph.HE
The ubiquity of variable radio emission and spin-down rates in pulsars
本文利用高斯过程回归与贝叶斯推断分析259颗脉冲星的长期计时数据，发现238颗存在自转减慢率显著变化，构建了迄今最大的可变脉冲星星表，揭示此类行为在脉冲星群体中普遍存在，并指出其对引力波探测的潜在影响。
2025-03-11 astro-ph.HE
On Ultra-long Period (53.8 min) Pulsar ASKAP J1935+2148: Coherent Radio Emission Triggered by Local Superstrong Magnetic Reconnection
本文提出 ASKAP J1935+2148 的超长周期源于具有局部超强磁场的正常脉冲星经相对论粒子风制动演化而来，并认为其相干射电辐射由局部磁重联触发，而非自转供能放电。
2025-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible Existence of Dark Matter Admixed Pulsar in M31 and M87 Galaxies
本文基于Universal Rotational Curve暗物质密度分布，研究M31和M87星系中暗物质混合脉冲星的存在可能性，得出其很可能存在的结论。
2023-11-18 astro-ph.HE gr-qc
A transient, flat spectrum radio pulsar near the Galactic centre
最近的研究表明，高磁化中子星（“磁星”）的X射线发射太亮，无法由旋转能量提供能量，与普通的射电望远镜之间可能存在联系。除了磁星SGR J 1745 -2900之外，银河系中心区域的一颗射电巨星PSR J 1746 -2850也具有时间特性，意味着它有着巨大的磁场强度和年轻的年龄，以及平坦的频谱。所有特征都与罕见的、短暂的、无线电响亮的磁星相似。使用几个深非检测从文献和两个新的检测，我们表明，这颗脉冲星也是瞬态的无线电。谱的平坦和振幅变率与3颗高磁场强度射电星的光变曲线和谱指数不一致。我们进一步使用在过去15年中GC的频繁，深入的档案成像观测，以排除可能的X射线爆发的光度超过旋转自旋下降率。这个来源，要么是一个没有任何检测到X射线对应物的瞬变磁星，要么是一个年轻的、强磁化的射电脉冲星，产生类似磁星的射电辐射，进一步模糊了这两个类别之间的界限。我们讨论了这个对象的无线电发射机制在磁星和恒星和紧凑的物体形成的GC的影响。
2017-03-07 astro-ph.HE
On X-ray emission of radio pulsars
本文对发射X射线的射电望远镜的一些参数的分布进行了分析。大多数这样的双星具有平均值为$< P >$ = 133毫秒的短自旋周期。周期导数的分布显示出双峰性，分为毫秒（$< log \dfrac{dP}{dt}>$ = -19.69）和正常（$< log \dfrac{dP}{dt}> $ = -13.29）曲线。中子星表面的磁场也具有双峰分布的特征。$<log B_s>$的平均值分别为毫秒级和正常级的$8.48$和$12.41$。光柱附近的磁场分布，并没有表现出明显的双峰性。$log B_{lc}$的中值为4.43，与没有记录的X射线发射的射电望远镜的这个量（$<log B_{lc}>$ = 1.75）相比，几乎高出三个数量级。旋转能量损失（$<log \dfrac{dE}{dt}>$ = 35.24）也比正常脉冲星的相应值高出三个数量级。在X射线光度和转动能损失之间有很强的相关性。在光柱处探测到了X射线亮度与磁场的关系。结果表明，非热X射线辐射是在磁层外围产生的，是由同步辐射机制引起的。我们发现射电、X射线和γ射线范围内的光度之间存在正相关关系。这种相关性使我们有可能在其中一个范围内进行有目的的搜索，如果它们在另一个范围内辐射的话。
2018-08-21 astro-ph.HE
Search setup for long-duration transient gravitational waves from glitching pulsars during LIGO-Virgo third observing run
脉冲星是旋转的中子星，它发出电磁束。我们希望双星会慢慢降低它们的旋转频率。然而，突然增加的旋转频率已被观察到从不同的恒星。这些事件被称为“小故障”，随后是一个放松阶段，时间从几天到几个月不等。引力波（GW）的发射可能遵循这些特殊的事件。我们给出了一个概述的设置GW数据的分析从先进的LIGO和处女座第三次观测运行（O3）arXiv：2112.10990搜索瞬态GW信号持续数小时至数月后，在已知的卫星故障。该搜索方法包括放置一个模板网格在频率旋转降频空间与固定的网格间距。然后，对于每个点，我们计算瞬态F统计量，该统计量在一组瞬态参数（如电位信号的持续时间和开始时间）上最大化。然后设置检测统计量的阈值，并且我们在每个候选者的参数空间上搜索峰值。
2022-01-21 astro-ph.HE gr-qc
Discovery of $γ$-Ray Pulsations from the Extreme-Spin-Down Millisecond Pulsar PSR J0435+3233
Yunnan University（云南大学）
基于对PSR J0435+3233约17年观测数据，通过费米大面积望远镜分析，确定其γ射线对应体，探测到γ射线脉冲，得出相关光度和效率，将其确立为γ射线毫秒脉冲星，为研究其磁层特性提供新探针。
2026-07-20 astro-ph.HE
Is PSR J0726-2612 a dim isolated neutron star progenitor?
PSR J 0726 -2612的转动性质和X射线光度接近于暗孤立中子星（XDIN）。有人提出，该源可能是第一个具有可观测脉冲无线电发射的XDIN。我们已经调查了源的长期演变，以测试这种可能性在回退光盘模型。合理的模型曲线，可以解释PSR J 0726 -2612的演变与它的射电脉冲星的性质一致，是类似的偶极场强$B_0 \sim$几个$\times 10^{12}~$ G在恒星的极点的高B射电脉冲星。在同一个模型中，XDIN估计有相对较弱的磁场（$B_0 \lesssim 10^{12}~$ G），位于脉冲星死亡线以下。根据模拟结果，我们估计PSR J 0726 -2612的年龄为$t \sim 5 \times 10^4~$ yr，在$\sim 10^5~$ yr内将达到正常射电脉冲星的自转性质，而不是XDIN性质。
2020-08-17 astro-ph.HE
Young neutron stars with soft gamma ray emission and anomalous X-ray pulsar
软伽玛重复站和中性X射线脉冲星（SGR/AXP）的观测特性表明，需要不同于中子星转动能的能量源。分析了强磁化中子星（磁星）中能量来源与磁场耗散相联系的模型。一些观察的不一致性表明这种解释。讨论了与低质量中子星非平衡层中超重核核能有关的替代能源。
2017-02-27 astro-ph.HE
Rotational and radio emission properties of PSR J0738-4042 over half a century
本研究利用多天文台1972至2023年的观测数据，结合高斯过程回归，分析了PSR J0738-4042的自转与辐射演化，发现1981-1988年的轮廓变化未伴随自旋减慢率改变，并提出小行星相互作用或长周期磁层状态切换为合理解释。
2023-07-25 astro-ph.HE
The First Fermi Large Area Telescope Catalog of Gamma-ray Pulsars
自费米伽马射线太空望远镜（原GLAST）发射以来，已知伽马射线天体的数量急剧增加，这为研究这些高能天体的数量提供了第一次机会。这个目录总结了46个高置信度的脉冲探测，使用费米的主要仪器大面积望远镜（LAT）拍摄的前六个月的数据。通过在LAT观测到的明亮伽马射线源位置或根据其他波长的观测怀疑是中子星的物体位置搜索脉冲信号，发现了16颗以前未知的中子星。脉冲伽马射线发射是从24个已知的射电天文台中发现的，使用的是从监测射电天文台中得到的星历表（计时解）。这些新的伽马射线双星中有八个是毫秒双星。脉冲能谱可以用指数截止的幂律来描述，截止能量在1至5 GeV的范围内。这些中子星的旋转能量损失率（\dot{E}）跨越50年，从~ 3x 10 ^{33} erg/s到5x 10 ^{38} erg/s，转换为伽马射线辐射的表观效率从~0.1%到1不等，尽管距离的不确定性使效率估计变得复杂。脉冲形状显示出相当大的差异，但大约75%的伽马射线脉冲轮廓有两个峰值，相隔>0.2的旋转相位。对于大多数的类星体来说，伽马射线辐射似乎主要来自外磁层，而极冠辐射对于剩下的少数仍然是合理的。最后，这些发现表明，伽马射线选择的年轻超新星的出生率与它们的射电选择的表亲相当，所有年轻伽马射线探测到的超新星的出生率是预期的银河系超新星率的很大一部分。
2010-12-20 astro-ph.HE
Are AXPs/SGRs magnetars?
异常X射线脉冲星和软伽马射线中继星被普遍认为是具有超强磁场的中子星，即“磁星”。“磁星”表明X射线波段的亮度大于旋转能量损失率（$L_{X}>\dot {E}_{\rm rot}$），辐射能量来自于磁场的能量。在这里，有人认为磁星可能并不真正存在。一些X射线和射电观测结果与磁星模型相矛盾。(1)PSR J1852+0040的X射线光度远大于转动能量损失率（$L_{X}/\dot {E}_{\rm rot}\simeq 18)$），而磁场正好是$3.1\times 10^{11}$ G.这种X射线辐射能量来自于磁场吗？(2)与此相反，J1847-0130和PSR J1718-3718的磁场比AXP 1 E 2259+586的磁场要高，为什么这两颗射电望远镜的辐射能量仍然来自转动能？此外，最低磁场的新发现SGR 0418+5729的磁场为3.0 e13 G，低于临界磁场$B_{\rm C}=4.414$ e13 G）（Esposito等人，2010）。(3)有些“磁星”也会发出正常的瞬态射电脉冲，射电脉冲与“磁星”有什么本质区别？首先介绍观测事实的论据，然后讨论在什么情况下传统的磁场测量方法是不正确的。
2010-05-21 astro-ph.HE
The accretion rate and minimum spin period of accreting pulsars
我们考虑了双星系统中中子星在吸积阶段的旋转、磁性和热演化。一个快速的吸积驱动的磁场衰减大大降低角动量转移的效率。因此，即使吸积时间很长，吸积速率很高，中子星也不可能达到比某个极限值更短的自转周期。该机制可以解释中子星的最短探测周期和最小可能自旋周期之间的差异。
2015-07-13 astro-ph.HE
Evidence of an asteroid encountering a pulsar
碎片盘和小行星带预计会在年轻的超新星周围形成，这是由于它们最初的超新星爆炸产生的后备物质。盘物质可能向内迁移并与脉冲星的磁层相互作用，导致扭矩和发射的变化。PSR J 0738 -4042的长期监测显示了两种效应。脉冲形状在1988年至2012年期间多次变化。从2005年9月开始，通过旋转周期的导数推断的扭矩突然变化。这种变化伴随着相对于脉冲的其余部分漂移的新兴无线电分量。没有已知的内在脉冲星过程可以解释这些定时和无线电发射特征。这些数据使我们假设，我们正在目睹一个小行星或从磁盘坠落的碎片遭遇。
2013-11-14 astro-ph.HE
An algorithm for determining the rotation count of pulsars
我们在这里提出了一个简单的，系统的方法来确定正确的全球旋转计数的射电脉冲星，一个准确的相位相干星历的推导的重要步骤。然后，我们建立在这种方法的基础上，开发了一种新的算法，用于确定全球旋转计数的稀疏定时数据集的卫星。这使得有可能获得相位相干星历表的天文卫星，这一直是不可能的，直到现在。作为一个例子，我们这样做的PSR J 0024 - 7205 aa，一个非常微弱的MSP最近发现的球状星团47图克卡蒙。这种算法有可能大大减少观测次数和跟踪新脉冲星发现所需的望远镜时间。
2018-02-20 astro-ph.HE astro-ph.IM
Implication of the striped pulsar wind model for gamma-ray binaries
伽马射线双星是一种大质量恒星，其伴随的致密天体被观测到在伽马射线范围内发射大部分能量。其中一个双星系统包含一颗射电脉冲星PSR B1259-63。在条纹状脉冲星风中，加速到光柱外的粒子的同步辐射和逆康普顿辐射被用来解释孤立脉冲星的X射线到高能（He，$>$ 100 MeV）γ射线辐射。这个脉冲星模型自然地扩展到双星环境，其中逆康普顿散射的种子光子由伴星提供。在这里，我们调查的可能性，从PSR B1259-63的条纹脉冲星风模型的框架中的γ射线发射。PSR B 1259 -63的轨道几何形状受到观测的很好约束，双无线电脉冲表明它是一个几乎正交的旋转体，因此条纹区域覆盖的立体角接近于$4π$。我们计算了轨道和旋转相位分辨光谱的变化和光变曲线的预期。
2011-06-23 astro-ph.HE
Population synthesis of isolated Neutron Stars with magneto--rotational evolution
我们重新审视人口合成的孤立的无线电天体结合最近的进展，磁场的演变和磁轴和旋转轴之间的角度从新的模拟的磁热演化和磁层模型，分别。在我们的方法中，一个有趣的新颖之处是我们不假设死亡线的存在。我们讨论的参数空间中的区域，更符合观测数据。特别是，我们发现，任何广泛的出生自旋周期分布与$P_0\lesssim 0.5$ s可以适合的数据，如果允许的对齐角度变化一致的扭矩模型，现实的磁层模型相比，与经典的磁偶极辐射损失的模型是有利的。假设初始磁场服从对数正态分布，我们的优化模型具有平均强度$\langle\log B_0{\rm [G]}\rangle \approx 13.0-13.2$和宽度$σ(\log B_0) = 0.6-0.7$。然而，参数之间存在很强的相关性。这种参数空间中的简并性可以通过对脉冲星出生率的独立估计或通过将该信息与其他观测波段（X射线和$γ$射线）中的人口相关联的未来研究来打破。
2014-06-26 astro-ph.HE
Magnetar-like X-ray bursts suppress pulsar radio emission
旋转动力中子星和磁星是中子星的两种不同的观测表现：旋转动力中子星是快速旋转的天体，大多数被观测为脉动射电源，而磁星是已知磁场最高的中子星，经常发射短持续时间的X射线爆发。在这里，我们报告的同时观测的高磁场射电脉冲星PSR J 1119 -6127在X射线，与XMM-牛顿和NuSTAR，并在无线电能量与帕克斯射电望远镜，在一个时期的磁星般的爆发。旋转供电的无线电发射与多个X射线爆发的发生同时关闭，并在约70秒的时间尺度上恢复。这些相关的射电和X射线现象的观测进一步巩固了射电暴和磁星之间的联系，并表明爆发中产生的成对等离子体可以破坏射电发射粒子的加速机制。
2017-10-10 astro-ph.HE
Observation and Simulation of the Variable Gamma-ray Emission from PSR~J2021+4026
脉冲星是快速旋转和高度磁化的中子星，具有高度稳定的旋转周期，并且由于辐射损失而在长时间尺度上逐渐自旋下降。闪变是指脉冲星的转速突然增加的事件。小故障的确切原因和由此产生的过程还没有完全了解。人们普遍认为，正常物质和超流体成分之间的耦合，以及星震，是故障的常见原因。本文研究了一颗著名的脉冲星PSR~J2021 + 4026。PSR~J2021 + 4026是费米望远镜观测到的第一颗可变γ射线脉冲星。从伽玛射线观测中发现，脉冲星在2011年10月16日前后同时经历了显著的通量下降、自旋下降率增加、脉冲轮廓变化和光谱截止向较低能量的偏移。为了解释PSR~J2021 + 4026的毛刺对高能辐射的影响，我们假设该毛刺是由星震触发的脉冲星地壳板块构造活动引起的表面磁场重排引起的。在该毛刺事件中，磁偶极子轴的倾斜角略微偏移。这一命题，然后测试使用三维两层外间隙模型的数值模拟。仿真结果表明，倾斜角的变化会影响脉冲波形和光谱特性，这可以解释观测到的变化后的毛刺。
2016-05-29 astro-ph.HE
