Radio pulsar binaries in globular clusters: their orbital eccentricities and stellar interactions
通过改进的脉冲星搜索算法和持续的脉冲星定时观测，对球状星团（GC）进行了高灵敏度搜索，迄今已在20多个GC中发现了约140颗射电双星。观测到的射电双星的轨道偏心率和周期分布，在GC中留下了单射电双星与双星系统或双星与单颗非致密星相互作用的痕迹。可以看出，GC具有不同的多个组。这可能是由于双星的一个组成部分与进入的恒星交换或合并，或者是“飞越”，其中原始的双星保持完整，但经历了离心率和轨道周期的变化。我们认为起源的分布的pixels使用分析和计算工具，如STARLAB，它进行数值散射实验与直接N体积分。具有中等偏心率的星团脉冲星大多数可以用飞掠来解释，而具有高偏心率的星团脉冲星则可能是单星与脉冲星的双星伴星交换和/或合并的结果，尽管有一些天体不容易符合这种描述。银河场脉冲星的轨道周期和偏心率分布与GC脉冲星的轨道周期和偏心率分布有明显的不同。长轨道周期的星系场与冻结的低偏心率的恒星在很大程度上是失踪的球状星团，我们表明，电离这些系统在GC不能单独占的特点。
2009-06-11 astro-ph.SR
The Magnetic Fields of Millisecond Pulsars in Globular Clusters
在球状星团中发现的毫秒双星的许多特征性质与银盘中的明显不同。我们发现，这样一个物理参数是表面磁场强度。尽管平均自旋周期相差不大，但球状星团的平均表面磁场要大2-5倍。这种影响可能是明显的，由于一个或多个偏见而产生。或者，如果未来的观测证实这种效应是真实的，那么这可以被解释为在紧密双星中优先回收的双星，其中质量转移发生在高吸积速率下。
2010-11-16 astro-ph.SR
The optical companion to the binary millisecond pulsar J1824-2452H in the globular cluster M28
本文报道了对银河系球状星团M28（NGC 6626）中食毫秒脉冲星PSR J1824- 2452 H伴星的光学鉴别。这颗恒星距离脉冲星的标称位置只有0.2”，它显示出与脉冲星轨道周期很好相关的光学变化（~ 0.25等）。它位于星团主序的蓝色一侧，比转折点暗约1.5等。观测到的光变曲线显示了两个不同的不对称的极小值，这表明伴星正在遭受来自脉冲星的潮汐扭曲。这一发现增加了迄今为止在球状星团中光学识别的非简并MSP同伴的数量（7个中有4个），这表明这些系统可能是脉冲星回收过程的共同结果，至少在密集的环境中，它们可以通过交换相互作用产生。
2010-10-13 astro-ph.SR
Apparent luminosity and pulsed fraction affected by gravitational lensing of accretion columns in bright X-ray pulsars
本研究针对带吸积柱的超临界X射线脉冲星，通过玩具模型模拟引力透镜效应下的波束与脉冲轮廓，发现视光度偏差通常仅约20%，且吸积柱增长伴随脉冲占比上升，与观测相符。
2023-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Determination of the Spectra and Luminosity Function of Gamma-Ray Millisecond Pulsars
在这篇文章中，我们回顾了毫秒双星和球状星团观测到的伽马射线辐射。基于费米伽玛射线空间望远镜5.6年的观测数据，我们报道了61个毫秒级超新星的伽玛射线能谱，发现大多数能谱符合指数截止的幂律，能谱峰值在~1-2 GeV（$E^2 dN/dE$单位）附近。此外，虽然大多数球状星团表现出类似的光谱形状，我们确定了一些显着较软的光谱。我们还确定的伽玛射线光度函数的毫秒双星使用人口发现在附近的领域的银河系，并在球状星团47图克坦。我们发现，从球状星团观察到的伽马射线发射主要由相对少量的明亮毫秒脉冲星主导，而低光度脉冲星仅占总通量的一小部分。我们的研究结果还表明，毫秒双星的伽马射线发射是更各向同性和较强的光束比在X射线波长的发射。此外，所观察到的表观伽马射线效率的分布提供了支持槽隙或外间隙模型，其中伽马射线发射起源于接近中子星的磁极的区域（极帽模型）。
2014-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
No Pulsar Detected in Reprocessed Archival Parkes Observations of SNR 1987A
研究人员重新处理了帕克斯望远镜对SNR 1987A的观测数据，未发现脉冲星信号，但得出的亮度限制与几个已知脉冲星相当，无法排除该区域内存在类似亮度脉冲星的可能性。
2025-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of X-ray pulsations at the lowest observed luminosity of Be/X-ray binary pulsar EXO 2030+375 with AstroSat
我们介绍了Be/X射线双星脉冲星EXO 2030+375在2016年，2018年和2020年I型爆发的各个阶段使用大面积氙正比计数器和AstroSat软X射线望远镜进行观测的时间和光谱研究结果。与其他天文台早期的观测相比，脉冲星在这些观测中是暗淡的。在0.5- 30 keV能量范围内的最低光度为2.5 $\times$ 10 $^{35}$ erg s $^{-1}$时，在X射线光变曲线上清楚地检测到$\approx$ 41.3 s脉动。这一发现确立了迄今为止在极低的质量吸积率下首次在EXO 2030+375中探测到脉动。脉冲轮廓的形状是复杂的，由于存在几个狭窄的下降。虽然在光源较亮时探测到的脉动高达$\sim$ 80千电子伏，但在最低光源光度的第三次AstroSat观测期间，脉动被限制在$\sim$ 25千电子伏。在2 $\times$ 10 $^{-4}$ Hz至10 Hz范围内搜索准周期振荡，结果为阴性。AstroSat数据的光谱分析显示，脉冲星的光谱很陡，幂律指数为$\sim$ 2。在观测到的低光度的光子指数的值遵循已知的模式在亚临界制度的脉冲星。
2020-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-Recycled Pulsars in Globular Clusters
通过蒙特卡罗模拟和频率统计技术，我们对起源于球状星团的非循环星的数量进行了限制。我们设定了不可回收的星系团的出生率上限，并预测有多少可能留在星系团中，有多少可能逃离星系团的潜力，并进入银河系的领域。
2011-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the disruption of pulsar and X-ray binaries in globular clusters
恒星相遇率Gamma与星团中X射线双星的数量以及射电双星的数量有很强的相关性。然而，在不同的集群中的脉冲星人口显示出显着不同的特点：在一些GC人口占主导地位的二元系统，在其他的单恒星和外来系统的结果，从交换遇到。在本文中，我们描述了球状星团的第二个动力学参数，一个双星的相遇率，γ。我们发现，这个参数提供了一个很好的表征不同的球状星团的脉冲星种群之间的差异。对于任何一个特定的球状星团，γ越高，观察到的相互作用和交换产物就越孤立。此外，我们还发现，缓慢而“年轻”的中子星几乎只出现在伽马值高的星团中;这表明，这类天体是由X射线双星的分裂形成的，从而停止了先前死亡的中子星的再循环。我们讨论了这对年轻中子星的性质和球状星团中中子星的形成的影响。
2013-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Consistency Between the Luminosity Function of Resolved Millisecond Pulsars and the Galactic Center Excess
费米大天区望远镜的数据显示，从银河系中心和凸起的方向有过量的GeV伽马射线。对于这种过剩现象有几种解释，包括尚未解决的毫秒微扰星（MSP）和自湮灭的暗物质。有人声称，一个关键的判别或反对MSP的解释，可以从描述这个源人口的光度函数的属性提取。具体来说，是假定的MSP在银河系中心的光度函数与特征的解决MSP在银河系盘一致？为了研究这一点，我们已经使用了贝叶斯马尔可夫链蒙特卡罗评估的MSP光度函数的参数的后验分布，描述解决MSP和银河系中心过剩。与其他一些说法不同，我们的分析表明，在目前的不确定性，这两个数据集可以很好地拟合相同的光度函数。
2017-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The High Time Resolution Universe Pulsar Survey VIII: The Galactic millisecond pulsar population
利用高时间分辨率宇宙（HTRU）南中纬度巡天的毫秒星（MSP）模拟了银河系中MSP的分布和总星群。我们的模型使用比例因子法，该方法估计银河系中MSP总数与已知样本的比率。使用我们对z高度的最佳拟合值，z=500 pc，我们发现了8.3（\pm 4.2）*10^4个源的潜在MSP总体，其极限亮度为L_min=0.1 mJy kpc ^2，亮度分布的陡斜率为d \log N/d \log L = -1.45（\pm 0.14）。然而，在光度分布的低端，由小数字统计引入的不确定性很大。通过忽略非常低光度的双星，我们发现在L_min=0.2 mJy kpc ^2以上的银河系星族数只有3.0（\pm 0.7）*10^4个MSP。我们还模拟了周期短于任何已知MSP的类星体，并估计银河系中在L=0.1 mJy kpc ^2时，类MSP的最大数量为7.8（\pm 5.0）*10^4类星体。此外，我们估计，高纬度和低纬度部分的南部HTRU调查将分别检测68和42 MSP，其中包括78个新发现。脉冲星的光度和通量密度是模型中的一个重要输入参数。在我们的样本中，一些已发表的恒星的通量密度与我们的数据集观测到的通量密度不一致，我们根据帕克斯望远镜的存档数据计算了平均光度。我们发现许多光度与它们的目录值非常不同，导致非常不同的人口估计。通量密度的巨大变化突出了在MSP群体研究中包括闪烁效应的重要性。
2013-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Pulsar in Green Bank Telescope Searches of Ten Globular Clusters
本文报道了用RobertC.伯德格林班克望远镜。在NGC 5986中发现了一颗新的毫秒脉冲双星，其P= 2.6ms，P_orb= 1.3d，最小伴星质量为0.16M_sun。这颗伴星很可能是一颗氦白矮星。在我们搜寻的球状星团中，有8个星团的中心密度小于10^4 L_sun pc^-3，这使其成为研究低密度星团中脉冲星含量的一个很好的样本。在密度小于10^3 L_sun pc^-3的非常低的星系团中，我们没有发现任何证据，这与理论预测是一致的。在我们搜索的许多中等密度的星系团中，计算结果表明这些系统不包含明亮的MSP。特别是两个星团，其中一个金属丰度非常低，与Ivanova等人（2008）的理论计算相反。我们还发现，Phinney（1996）计算的三体交换相互作用率似乎高估了我们所研究的星团中脉冲星的含量。
2011-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Positive correlation between the cyclotron line energy and luminosity in sub-critical X-ray pulsars: Doppler effect in the accretion channel
在某些X射线谱中观测到的回旋共振散射特征表明，谱线质心能量随脉冲星光度的变化而发生显著变化。然而，对于所谓的临界光度以上的明亮光源，这些变化被认为与中子星表面上方的高吸积柱的出现有关，在低的亚临界光度下，变化的性质（但具有相反的符号）尚未得到广泛讨论。我们认为，当来自热点的辐射通过等离子体传播，以相对论性的速度落在中子星表面时，回旋线就形成了。回旋共振的位置由多普勒效应决定。谱中回旋线位置随光度的变化是由于辐射压力影响谱线形成区的速度分布而引起的。该模型具有以下特点：（i）谱线质心能量与亮度正相关，（ii）谱线宽度与亮度也正相关，（iii）回旋吸收谱线的位置和宽度随脉冲相位变化，（iv）谱线形状比普遍使用的洛伦兹或高斯分布更复杂，（iv）谱线宽度随脉冲相位变化，（iv）谱线宽度随脉冲相位变化，（iv）谱线宽度随脉冲相位变化。（v）相位分辨回旋线的质心能量和宽度分别与脉冲强度成负相关和正相关。所提出的理论的预测进行了比较，在X射线脉冲星GX 304 - 1的回旋加速器线参数的变化在很宽的范围内的亚临界光度所看到的INTEGRAL天文台。
2015-12-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Six New Recycled Globular Cluster Pulsars Discovered with the Green Bank Telescope
我们已经完成了七个球状星团中新双星的高灵敏度搜寻。Byrd Green Bank望远镜，并发现了六个新的回收双星（四个在NGC 6517和两个在M22），其中五个是完全回收的毫秒双星P < 10 ms。我们报告了所有六个新双星的完整的定时解决方案，并提供其通量密度和光谱指数的估计。在钱德拉的存档数据中，NGC 6517的L_X~10^32 erg/s和M22的L_X~10^31 erg/s都没有探测到任何一颗双星。M22中的一颗毫秒双星似乎有一个质量很低的伴星，很可能是一个新的“黑寡妇”。NGC 6517中的第二颗脉冲双星处于长周期、轻度偏心的轨道上。我们能够对该系统的年龄设定一些下限，并发现它可能不到数亿年，这表明NGC 6517中最近的脉冲星回收。NGC 6517中的一颗孤立脉冲星距离星团中心约20个核心半径，似乎是通过与一颗大质量双星相互作用而从核心中弹出的。通过分析NGC 6517中双星的光度函数，我们预测该星团中大约有12颗双星。我们使用观察到的周期导数的三个恒星的主机集群的核心的质光比设置下限，并没有发现大量的低光度物质的证据。我们还讨论了在我们搜索的一些集群中未检测到的原因。
2011-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The binary millisecond pulsar PSR J1023+0038 -- II. Optical spectroscopy
我们介绍了“redback”二进制毫秒脉冲星系统PSR J1023+0038在其射电脉冲星（2009年）和吸积盘状态（2014年和2016年）期间的时间分辨光谱学。我们提供了观测证据的伴星被加热期间盘状态。观测到次级星上合点和下合点的光谱类型分别从G5到F6的变化，并发现相应的辐射光度可以由中子星的高能吸积光度或自旋下降光度提供动力。我们确定的二级恒星的径向速度半振幅从金属（主要是铁和钙）和Halpha吸收线在这些不同的状态。根据2009年脉冲星状态观测结果确定的金属和H α径向速度半振幅，我们可以限制副星的真实径向速度K_2=276.3+/-5.6 km/s和双星质量比q=0.137+/-0.003。通过比较所观察到的金属和Halpha吸收线径向速度半振幅与模型预测，我们可以解释所观察到的半振幅的变化，在脉冲星状态和脉冲星/盘状态过渡期间，由于不同的加热量和存在的吸积盘，分别。
2019-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of Cyclotron Resonance Scattering Feature in High Mass X-ray Binary Pulsar SMC X-2
利用三个同步的$NuSTAR$和$Swift$ /XRT观测，报道了高质量X射线脉冲双星SMC X-2在2015年爆发期间的宽带光谱特性。这颗脉冲星非常明亮，在1-70 keV范围内的亮度高达$\sim$ 5.5 $\times$ 10 $^{38}$ ~ergs~s $^{-1}$。脉冲星的自转周期估计为2.37 s。脉冲轮廓被发现是强烈的光度依赖。脉冲星的1-70 keV能谱可以用三种不同的连续模型来描述：（i）指数截止的正、负幂律模型，（ii）费米-狄拉克截止幂律模型和（iii）截止幂律模型。除了在$\sim$ 6.4 keV处存在一条铁谱线外，在脉冲星光谱中还检测到在$\sim$ 27 keV处的一个与模型无关的吸收特征。这一特征被确定为回旋吸收线，并首次在该脉冲星中被探测到。相应的中子星磁场估计为$\sim$ 2.3 $\times$ 10 $^{12}$ G。回旋加速线能量与光度呈微弱的负相关。回旋线参数被发现是可变的脉冲相位和解释，由于发射几何形状或复杂的结构的脉冲星磁场的影响。
2017-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio efficiency of pulsars
研究了脉冲星的射电发射效率$ξ$，发现$ξ$与自旋下降功率$\dot E$之间存在近似线性的负相关关系，而$ξ$与脉冲星年龄$τ$之间也存在近似线性的相关关系.这是一个非常弱的结果，如果有的话，无线电光度$L$对脉冲星周期$P$和周期导数$\dot{P}$的依赖性，与X射线或$γ$射线发射光度。射电通量的分析表明，这些相关性不是由于选择效应，而是内在的脉冲星射电发射物理。我们已经发现，尽管有很大的变化，但无论在$P-\dot P$图中的位置如何，双星的射电光度都是$\left<L\right>\approx 10^{29} \,{\rm erg/s}$。在这样一幅图景中，可以做出一个独立于模型的陈述，即无线电辐射的死亡线对应于无线电发射效率的上限。如果我们在基于蒙特卡罗的布居合成中引入射电效率的最大值，我们就可以用随机光度模型再现观测到的样本。合成通量分布上的Kolmogorov-Smirnov检验表明再现观测分布的概率很高。我们的研究结果表明，负责产生无线电发射的等离子体是在类似的条件下产生的，无论脉冲星的年龄，偶极磁场强度，和自旋下降率。脉冲星表面附近的磁场很可能是由地壳锚定的磁异常主导的，这些磁异常在脉冲星之间没有显著差异，导致产生为无线电发射提供动力所必需的电子-正电子对的类似条件。
2014-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quasi-spherical accretion in low-luminosity X-ray pulsars: Theory vs. observations
在X射线光度<4 10^{36} erg/s的低速旋转风馈X射线源（XPSR）中，可以实现准球形亚音速吸积。在这种情况下，吸积物质以亚音速的方式沉降到旋转的磁层上，形成一个扩展的准静态壳层。壳介导的角动量从旋转NS磁层的剪切湍流粘性在边界层或通过大规模的对流运动。在最后一种情况下，壳层中的微分转动定律接近等角动量转动。通过壳层的吸积率由等离子体进入磁层的能力决定，由于瑞利-泰勒不稳定性，同时考虑冷却。测量与已知轨道周期平衡的准球形风吸积XPSR（如GX 301-2和Vela X-1）的自旋上升/自旋下降速率，可以确定模型和NS磁场的主要无量纲参数。对于具有独立的磁场测量的平衡双星，来自伴星的恒星风速度可以在不使用复杂的光谱测量的情况下进行估计。对于非平衡的类星体，存在一个最大的可能的自旋下降扭矩施加在吸积NS。通过对这类天体（GX 1+4，SXP 1062，4U 2206+54等）的自旋下降率和X射线亮度的观测，发现它们的自旋下降率和X射线亮度都是由它们的自旋下降率和X射线亮度决定的。导出了NS磁场的下限，在所有情况下，该下限都接近标准值，并且与回旋加速器线测量结果一致。该模型解释了超慢旋转XPSR的存在，而不需要假设额外的吸积性质和类磁铁磁场吸积中子星。
2012-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of Millisecond Pulsars in the Globular Cluster Omega Centauri
半人马座球状星团是银河系中质量最大、亮度最高的星团。$γ$射线源FL8 Y J1326.7 $-$ 4729与星团的核心重合，这导致人们猜测星团核心可能存在迄今未知的射电暴或湮灭性暗物质。在这里，我们报告发现五毫秒半人马座欧米茄以下的观测与帕克斯射电望远镜。其中四颗星的自转周期分别为4.1、4.2、4.6和6.8毫秒，第五颗星的自转周期为4.8毫秒，属于食双星系统，轨道周期为2.1小时。澳大利亚望远镜紧凑阵列拍摄的星团中心的深射电连续图像显示了一小部分紧凑的射电源，这使得其他的射电星可能正在等待发现。我们认为，毫秒级双星极有可能是$γ$射线的发射源。这些恒星的长期定时为探索星团的动力学和星际介质提供了机会。
2019-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
PsrPopPy: An open-source package for pulsar population simulations
我们在\textsc{Psrpop}软件包的基础上开发了一个新的脉冲星星群模拟软件包\textsc{PsrPopPy}。代码库已经用Python重新编写（除了一些外部库，这些库仍然保留在它们的原生Fortran中），利用了语言的面向对象特性，并提高了代码的模块化。提供了预先编写的脚本，用于在“标准”操作模式下运行模拟，但代码足够灵活，可以支持编写个性化脚本。模块化的结构也使得实验特性的添加（例如周期或光度分布的新模型）比以前的代码更简单。我们还讨论了软件的建模能力的潜在补充。最后，我们展示了一些潜在的应用程序的代码，首先，使用在不同的观测频率的调查结果，我们发现脉冲星的光谱指数是最好的拟合正态分布的平均值$-1.4$和标准差$1.0$。其次，我们模拟了脉冲星的自旋演化，以计算脉冲星的光度和自旋参数之间的关系的最佳拟合。我们使用该代码复制Faucher-Giguère和Kaspi的分析，并随后优化了它们对射电光度$L$、周期$P$和周期导数$\dot{P}$的幂律依赖性。我们发现，基本的人口是最好的描述$L \propto P^{-1.39 \pm 0.09} \dot{P}^{0.48 \pm 0.04}$，是非常相似的发现$γ$ -射线脉冲星Perera等人。使用这种关系，我们生成一个模型人口和检查整个脉冲星人口的年龄-光度关系，这可能是可测量的未来大规模调查后，平方公里阵列。
2014-01-20 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Transient X-ray pulsar V0332+53: pulse phase-resolved spectroscopy and the reflection model
本文介绍了2004年12月至2005年2月在RXTE天文台观测到的一次大爆发期间，在（1-40）x10^{37} erg/s的宽光度范围内首次对瞬态X射线脉冲星V 0332 +53进行的脉冲相位和光度分辨光谱测量的结果。我们定量地描述了光谱，并建立了详细的“三维”图像的光谱变化与脉冲相位和整个爆发。我们发现，所有的光谱参数是强烈的变化与脉冲相位，这种变化的模式显着变化与光度直接反映了相关的变化的结构的发射区和他们的光束图案。根据新近发展的X射线谱中回旋线形成的反射模型，对所得结果作了定性讨论。
2015-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Upgraded GMRT survey for pulsars in globular clusters. I: Discovery of a millisecond binary pulsar in NGC 6652
球状星团包含一个独特的脉冲星群体，有许多奇异的系统，只能在其密集的恒星环境中形成。印度升级后的巨型米波射电望远镜（uGMRT）灵敏度的飞跃，特别是在低射频（$<$ 1 GHz）上，促使人们在一组8个南部球状星团中重新寻找射电望远镜。我们发现了PSR J1835 $-$ 3259 B，一颗位于NGC 6652的1.83毫秒脉冲星;这颗脉冲星位于一个28.7小时的近圆形宽轨道上，有一颗低质量（$ \sim 0.2 \, M_{\rm \odot}$）伴星，可能是一颗氦白矮星。我们为这个系统推导了一个10年的时间解决方案。我们还提出了测量散射，通量密度和光谱指数的一些以前已知的在这些GC的histars。在这些星团中，相当一部分的恒星具有陡峭的光谱指数。此外，我们发现了八个无线电点源与无线电图像中任何已知的脉冲星位置无关。有四个新发现的来源，三个在NGC 6652，一个在NGC 6539，以及一个先前发现的来源，分别在NGC 1851，NGC 6440，NGC 6544和Terzan 5。令人惊讶的是，我们的图像显示，我们新发现的脉冲星PSR J1835 $-$ 3259 B是我们所成像的所有GC中最亮的脉冲星;像其他具有宽轮廓的恒星（Terzan 5 C和O）一样，它在射电图像中的通量密度远大于其脉动。这表明它们的脉冲发射只是它们总发射的一小部分。在核心半径之外但在这些星团潮汐半径之内…
2022-07-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Using long-term millisecond pulsar timing to obtain physical characteristics of the bulge globular cluster Terzan 5
在过去的十年里，在球状星团泰山5号中发现了三个独特的恒星群和大量已确认的恒星，这对它的分类提出了质疑。利用星团核心36毫秒射电脉冲星的长期射电脉冲星计时，我们提供了系统关键物理特性的新测量。由于泰山5号位于银河系的隆起处，恒星的拥挤和变红使得光学和近红外观测变得困难。然而，脉冲星加速度，使我们能够研究集群的内在特性独立的红化和恒星拥挤和探测的质量密度分布，而不需要量化的质光比。将每个脉冲星的自旋和轨道周期与King模型预测的加速度联系起来，我们发现核心密度为$1.58\times$ 10 $^6$ M $_\odot$ pc $^{-3}$，核心半径为0.16 pc，脉冲星密度分布为$n\propto r^{-3.14}$，总质量为M $_{\rm T}$（$R_\perp<$ 1.0 pc）$\simeq3.0\times$ 10 $^5$ M $_\odot$，假设星团距离为5.9 kpc。利用这些信息，我们反对泰山5是一个被破坏的矮星系，并讨论了泰山5是银河系原凸起碎片的可能性。我们还讨论了低质量的超新星是通过电子捕获超新星形成的，还是存在于一个充满重白矮星和硬双星的核心中。最后，我们提供了一个可能的黑洞在集群的核心3.0 $\times$ 10 $^4$ M $_\odot$的质量上限。
2017-07-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
