Broadband Photon Spectrum and its Radial Profile of Pulsar Wind Nebulae
观测到的脉冲星风星云（PWNe）X射线辐射的径向轮廓与标准的一维定常模型相矛盾。然而，1-D模型还没有被测试，以再现体积积分光谱和径向轮廓的表面亮度，同时。我们重新讨论了一维定常模型，并将其应用于PWNe 3C 58和G21.5-0.9。我们发现脉冲星风的参数，终端激波半径$r_{\rm s}$和磁化强度$σ$，极大地影响光子谱和辐射的径向轮廓。我们已经表明，整个光谱的参数限制导致一个较小的X射线星云比观察到的。我们还测试了只再现X射线和伽马射线观测的情况，忽略了无线电和光学成分。在这种情况下，有一些参数集可以重现光谱和发射轮廓，但是到星云边缘的平流时间比年龄小得多。我们的详细讨论澄清，标准的1-D稳态模型有严重的困难，同时再现体积积分光谱和表面亮度。这意味着模型应该通过考虑额外的物理过程，如粒子的空间扩散来改进。此外，我们还计算了射电、光学和TeV γ射线的表面亮度分布。这些波段的观测对探测PWNe的相对论等离子体和磁场的空间分布也有重要意义。
2017-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational waves from non-radial perturbations in glitching pulsars
该研究针对出现周期突变的脉冲星中的r模扰动展开，采用特定物态方程在慢转近似下估算引力波演化与强度，明确r模不稳定性区域特征，揭示了周期突变脉冲星的引力波发射强度随时间的变化规律。
2023-04-28 astro-ph.SR nucl-th
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
The Radial and Rotational Velocity of $ζ$ Ophiuchi
我们提出了我们的光谱监测活动的结果$ζ$ Oph，在耶拿大学天文台与光谱仪FLECHAS之间进行2015年7月和2016年9月。该项目的主要目的是精确地确定恒星的径向速度，因为文献中给出了$ζ$ Oph的广泛径向速度测量。除了自行和视差，径向速度是计算恒星空间运动的重要输入参数。$ζ$ Oph被认为是一颗逃逸星，可能是脉冲星PSRJ 1932 +1059的前伴星，两者可能都位于一个双星系统中，然后在大约100万年前上天蝎座OB星协的超新星爆炸中释放出来。为了计算脉冲星和$ζ$ Oph可能在同一个地方，文献中使用了$ζ$ Oph的$-$ 9.0 km/s的径向速度。通过分析48个FLECHAS光谱中的氢和氦谱线，我们确定$ζ$ Oph的径向速度为12.2 $\pm$ 3.3 km/s，预计旋转速度为432 $\pm$ 16 km/s，没有变化的迹象。
2018-01-19 astro-ph.SR
Properties of the redback millisecond pulsar binary 3FGL J0212.1+5320
Linares等人（2016）获得了红背星系3FGL J0212.1 + 5320中二级恒星的准同步g '，r'和i波段光变曲线和吸收线径向速度曲线。光变曲线显示出两个极大值和极小值，这主要是由于第二颗恒星的椭球调制，但极大值和极小值不相等。我们拟合这些光变曲线和径向速度与我们的X射线双星模型，包括一个黑暗的太阳型的恒星斑点或热点，由于偏离中心加热从intrabinary冲击，占不平等的最大值。两种模型都给出了与观测一致的径向速度半振幅和旋转展宽。观测到的次级恒星的有效温度与使用热点模型获得的值最匹配，该模型给出中子星和次级恒星的质量分别为$M_{\rm 1}$ = 1.85 $^{+0.32}_{-0.26}$ $M_{\odot}$和$M_{\rm 2}$ = 0.50 $^{+0.22}_{-0.19}$ $M_{\odot}$。
2017-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
1FGL J0523.5-2529: A New Probable Gamma-ray Pulsar Binary
我们报告的X射线源的光学光度和SOAR光谱观测发现的费米-LAT不明伽马射线源J0523.5-2529的定位误差内。光学数据显示，周期性的通量调制和径向速度的变化，指示一个16.5小时的周期二进制。这些数据表明，一个巨大的非简并的次级（~> 0.8 M_太阳），我们认为，源可能是一个脉冲星双星。径向速度具有良好的相位覆盖，并显示出可测量的偏心率（e=0.04）的证据。在光度学或光谱学上都没有次级辐射的明显迹象。银河平面外的空间位置和源的伽马射线光度更符合分类为回收毫秒脉冲星，而不是年轻的脉冲星。未来的无线电定时观测可以确认主要的身份，并进一步描述这个有趣的系统。
2014-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Origin of the Young Pulsar PSR J0826+2637 and Its Possible Former Companion HIP 13962
我们的目标是确定年轻的脉冲星PSR J 0826 +2637的诞生地，以确定其运动学年龄，并给出其径向和空间（踢）速度的约束。由于大多数中子星（NS）的祖先是在协会或集群，我们寻找一个可能的起源NS在这样的恒星集团。我们追溯NS和可能的出生协会和集群的中心，找到近距离接触。运动学年龄则由自相遇以来的时间给出。我们使用蒙特卡罗模拟来解释观测的不确定性和NS的未知径向速度。我们用统计学的方法来评估结果。为了进一步证明我们的发现，我们还寻找一颗逃逸恒星，如果它存在的话，它可能是前伴星。我们发现PSR J 0826 +2637可能诞生于7 ~ 300万年前的小型年轻星团Stock中。这一结果得到了前伴星候选者HIP 13962（光谱型为G 0 Ia的逃逸恒星）的确认。该方案预测脉冲星的径向速度接近于零，这意味着它的运动与视线的倾角为87+/-11度。我们还介绍了HIP 13962的化学丰度。我们没有在高度演化的恒星中发现增强的α元素丰度。然而，在超新星爆发过程中被喷射出来并被逃逸恒星吸积的r过程元素的过剩可能支持双星超新星的假设。此外，HIP 13962的高旋转速度vsin i ~29 km/s与前SN双星系统的演化一致。
2014-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Non-radial Oscillation Mode in an Accreting Millisecond Pulsar?
我们提出的结果有针对性的搜索签名的非径向振荡模式（如r-和g-模式）的中子星使用{ \it RXTE}数据从几个吸积毫秒X射线天体（AMXP）。我们搜索潜在的相干信号在中子星静止帧首先删除与恒星的二进制运动和计算FFT功率谱的连续光变曲线高达$2^{30}$时间仓的相位延迟。我们搜索的频率范围内的r-和g-模式理论上预计驻留。利用435 Hz脉冲星XTE J1751 $-$ 305发现爆发的数据，我们发现了一个单一的候选者，相干振荡的频率为$0.5727597 \times ν_{spin} = 249.332609$ Hz，分数傅立叶振幅为$7.46 \times 10^{-4}$。我们在$1.6 \times 10^{-3}$水平上估计该特征的显著性，略优于$3σ$检测。我们认为，可能的模式识别包括旋转修改的g-模式与富氦表面层或密度不连续，由于电子捕获氢在吸积海洋。可替代地，频率可以被识别为惯性模式或由固体外壳的存在而修改的r模式的频率，然而，考虑所观察到的调制幅度所需的r模式幅度将引起与所观察到的脉冲定时测量不一致的大的自旋下降速率。对于AMXP XTE J1814 $-$ 338和NGC 6440 X-2，我们没有发现任何候选振荡信号，并且我们分别对$7.8\times 10^{-4}$和$5.6 \times 10^{-3}$的频率搜索范围内的任何相干振荡的分数傅立叶振…
2014-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Mass estimates from optical modelling of the new TRAPUM redback PSR J1910-5320
本文报道了在MeerKAT观测中新发现的毫秒脉冲星PSR J1910-5320，通过Icarus光学光变曲线建模与径向速度拟合，约束其轨道参数并测得中子星质量约为1.4-1.6倍太阳质量，证实其为受辐照的红背蜘蛛脉冲星。
2024-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Populating the Galaxy with pulsars -- II. Galactic dynamics
我们在我们的银河系内产生合成的星群，并计算由此产生的标度高度以及星群的径向和空间速度分布。给出了孤立双稳星、双稳星和毫秒双稳星的计算结果。我们还测试了结果的稳健性的变化，假设形式的银河系的潜力，出生分布的二进制的位置，和强度的速度踢给中子星在出生。我们发现，孤立的双星有一个更大的规模比二元双星的高度。这也适用于毫秒脉冲星，除非我们允许低质量恒星被脉冲星伴星的辐射烧蚀，在这种情况下，孤立和双星的尺度高度是可比的。双中子星被发现有各种各样的空间速度，特别是，一些系统的速度与太阳相似。我们详细地研究了预测的银河系中有黑洞伴星的毫秒双星的数量，包括它们的形成途径，并展示了短周期系统在银河系中的位置。我们的一些人口预测进行了比较，在一个有限的方式观察，但这方面的全部潜力将在不久的将来实现，当我们完成我们的人口合成代码与选择效应组件。
2009-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kepler K2 observations of the transitional millisecond pulsar PSR J1023+0038
在2017年的80天里，开普勒太空望远镜连续观测到过渡毫秒脉冲星系统PSR J1023+0038处于吸积状态。我们提出的59秒的节奏数据的分析，重点调查的轨道光变曲线的照射伴星，并在中子星的吸积盘的耀斑活动。来自伴星的基本轨道调制保留了类似的振幅和不对称的加热轮廓，如以前在射电脉冲星状态下对系统的光度观测所见，这表明加热机制没有受到状态变化的影响。我们还发现初步证据表明，这种不对称性可能会随时间而变化。光变曲线也表现出“闪烁”的活动，明显的短时间尺度通量相关性在整个观察，和时间尺度上的快速模式切换活动的周期短于观察节奏。最后，该系统有20%的观测时间处于耀斑状态，这些耀斑的长度从2分钟到几个小时不等。耀斑的行为是一致的自我组织的临界机制，最有可能的积累和释放的质量在吸积盘的内边缘。
2018-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Time-Correlated Structure in Spin Fluctuations in Pulsars
本文采用一种新的时域分析方法，研究了无线电脉冲到达时间随机变化的统计特性。该方法分两步进行。首先，我们使用高通滤波器减去低频漂移。其次，我们计算滤波数据的离散关联函数。作为测量相关性的补充方法，我们引入了一个统计量，该统计量测量了数据相对于时间转换数据的分散度。这里提出的分析方法是强大的，一般有用的研究到达时间的变化接近平均采样间隔的时间尺度。我们将这些方法应用于32颗恒星的定时数据。在两个射电天文台中，PSR B1133+16和B1933+16，我们发现，在10 - 20 d的时间尺度上，到达时间的波动与弛豫过程的明显特征相关。虽然这种弛豫响应可能是磁层的起源，我们认为，阻尼之间的中子星地壳和内部液体是一个更可能的解释。在这种解释下，我们的结果提供了第一个证据独立于脉冲星自旋毛刺的差异旋转中子星。PSR B 0950 +08显示了可能与模式切换相关的准周期振荡的证据。
2012-09-10 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The Quasi-Roche lobe overflow state in the evolution of Close Binary Systems containing a radio pulsar
我们研究了由一颗正常的中等质量施主星和一颗中子星组成的密近双星系统的演化。我们考虑模型，包括辐射反馈和蒸发。这些非标准成分深刻地改变了这些二元体的传质阶段。虽然忽略辐照反馈的模型经历连续的、长期的传质事件，但包括这些效应的模型经历了许多传质和分离的循环。在质量转移过程中，系统应该表现为低质量X射线双星（LMXB），而当分离时，它们表现为射电双星。我们发现，在这些阶段辐照模型是在罗氏波瓣溢出（RLOF）状态或准RLOF状态。类RLOF星的半径比它的洛希瓣稍小。值得注意的是，这些条件是达到轨道周期和捐助者的质量值在相应的范围内的家庭的二进制无线电双星被称为“redbacks”。因此，红背伴星应该是准RLOF星。我们表明，红背系统PSR J1723-2837的特点占这些模型。在每一个质量转移周期中，这些系统应该从LMXB切换到时间尺度为\sim百万年的二元射电脉冲星状态。然而，最近有越来越多的证据表明，系统在更短的人类时间尺度上切换。这应该与中子星周围吸积盘的不稳定性和/或射电抛射有关，仍然要包括在具有准RLOF状态作为一般条件的模型中。
2014-10-31 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
The kinematics and orbital dynamics of the PSR B1259$-$63/LS 2883 system from 23 years of pulsar timing
我们对PSR B1259 $-$ 63的脉冲到达时间进行了$23~$年分析。这颗脉冲星位于一个围绕它的伴星LS $~$ 2883的双星轨道上，伴星大约是$20~M_{\odot}$。我们的最佳拟合定时解决方案没有困扰以前的尝试，以模拟双轨道的脉冲数模糊。我们测量显着的第一和第二时间导数的投影半长轴和经度的近星点的轨道。这些变化被发现是一致的轨道平面的进动由于经典的自旋轨道耦合。导出的伴星的转动惯量和自旋与伴星以近分裂速度旋转的情况是一致的。该系统的配置也是一致的几何来自两个偏振的无线电发射和日食的脉冲星的赤道盘的同伴。我们发现了轨道周期衰减的有力证据，这可以归因于伴星的质量损失。我们还测量了一个显着的自行定位在半人马座OB 1协会的系统的诞生。通过结合脉冲星的自行和伴星的径向速度测量，我们测量了系统的三维速度。这个速度被用来限制超新星爆炸前恒星的质量，以及脉冲星在爆炸时或爆炸后立即受到的反冲。
2013-11-04 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
