Relaxation by thermal conduction of a magnetically confined mountain on an accreting neutron star
吸积中的中子星表面的磁约束山通过磁掩埋同时降低了全球磁偶极矩，并产生质量四极矩，从而发出引力辐射。以前的山模型已计算理想化的等温和绝热状态方程。在这里，这些模型一般包括非零，有限的热传导。梯度Shafranov平衡的三个代表性的，多方状态方程的演变在许多传导时间尺度与磁流体动力学求解器PLUTO。它示出，传导促进物质流向极点。因此，掩埋的磁场从最初的多方Grad-Shafranov平衡开始部分恢复。向极的质量流使恒星更长，稍微增加了它作为引力波源的可探测性，尽管在某种程度上可能从属于其他山物理学。热气流也会在山中产生永久性的热点$(\gtrsim 10^{8} \text{ K})$，特别是在热通量最大的极点附近，这与I型X射线爆发有关。
2018-12-25 astro-ph.HE
The Timing Behavior of the Central Compact Object Pulsar 1E 1207.4-5209
我们对超新星遗迹PKS 1209-51/52中的中心致密天体1 E 1207.4-5209进行了20年的计时观测，以跟踪我们在其自旋下降中检测到的意外计时故障。使用1 E 1207.4-5209的新XMM-牛顿和NICER观测，我们现在发现相位星历可以很好地由两个小的毛刺或极端的定时噪声建模。频率毛刺的隐含幅度分别为在历元2010.9和2014.4处的Δ f/f =（9+/-2）E-10和Δ f/f =（3.7+/-0.7）E-10。更新的时序解决方案还排除了我们之前提出的频率导数fdot中的大故障。没有其他具有如此小的自旋下降速率（fdot = -1.2E-16 Hz/s）或表面偶极磁场强度（B_s = 9.8E 10 G）的正则脉冲星被观测到毛刺; 1 E 1207.4-5209的毛刺活动参数大于更高能量的正则脉冲星。不涉及毛刺的替代参数化可以拟合数据，但它们具有定时残差或二阶频率导数fddot，其数量级大于具有类似自旋下降参数的双稳态雷达。1 E 1207.4-5209的这些时间特性进一步激发了中心致密天体的主要理论，即超新星喷出物的回落将正常强度的初始B场埋在中子星地壳中，抑制了表面偶极场。掩埋场的缓慢重新出现可能涉及触发毛刺或过量定时噪声。
2020-07-20 astro-ph.HE
Hypercritical Accretion onto a Newborn Neutron Star and Magnetic Field Submergence
我们提出了磁流体动力学数值模拟的后期超新星超临界吸积，以了解其对新生的中子星的磁场的影响。我们认为作为一个例子的情况下，一个磁场环突出的恒星的表面。吸积物质被假定为非磁化的，由于高吸积率，物质压力占主导地位的磁压力。我们发现，一个吸积包层的发展非常迅速，一旦它成为对流稳定的磁场很容易被掩埋和推入新形成的中子星地壳。然而，对于足够低的吸积率的吸积信封保持对流的延长的时间段，只有部分淹没的磁场发生由于残留的字段是保持在形成地壳和对流信封之间的界面。在后一种情况下，结果应该是一个弱磁化的中子星，可能具有复杂的场几何形状。在我们的模拟中，我们发现从全淹没到部分淹没的过渡发生在dotM~10 Msun/yr左右。淹没的磁场向表面的反向扩散，以及由此产生的偶极分量的增长，可能导致脉冲星在数百年到数千年的时间尺度上延迟开启。
2012-12-03 astro-ph.HE
Central compact objects and their magnetic fields
中心致密天体（CCO）是在超新星遗迹中心附近发现的中子星，它们与超新星遗迹的关联表明这些中子星是年轻的（<~ 10 ^4年）。在这里，我们回顾了CCO的观测特性，并讨论了其影响，特别是它们的推断磁场。X射线定时和光谱测量表明，CCO具有相对较弱的表面磁场（~ 10^10 - 10^11 G）。我们认为，而不是被创建与本质上弱场，CCO是天生的强场，我们只看到一个弱的表面场是短暂的和不断发展的。这可能意味着CCO是中子星统一图像中的一种表现形式。
2012-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quiescent thermal emission from neutron stars in LMXBs
我们监测了低质量X射线双星中中子星在X射线强烈活动（爆发）活跃期后的静态热辐射。中子星壳的热弛豫的理论模型可以用来建立对壳的成分和输运性质的约束，这取决于所假设的天体物理情景。我们数值模拟了中子星地壳的热演化，并将其与五个源的推断表面温度进行了比较：MXB 1659-29，KS 1731-260，EXO 0748-676，XTE J1701-462和IGR J17480-2446。我们发现，MXB 1659-29，KS 1731-260和EXO 0748-676的演化可以很好地描述在地壳深部冷却的情况下。相反，我们发现，其他两个来源只能用地壳冷却以外的模型来解释。对于XTE J1701-462的特殊发射，我们提出了替代方案，如剩余吸积在静止期间，在外壳中的额外热源，和/或由于埋藏的磁场热隔离的内地壳。我们还解释了最近报道的IGR J17480-2446的温度与来自浅源的外地壳中的额外热沉积。
2015-02-19 astro-ph.HE nucl-th
Powering Central Compact Objects with a Tangled Crustal Magnetic Field
中心致密天体（CCO）是位于超新星遗迹中心的X射线源，其亮度介于$10^{32}$ - $10^{34}$ erg~s $^{-1}$之间。其中一些已被证实是中子星。定时观测允许估计它们的偶极磁场，将它们置于$\sim10^{10}$ - $10^{11}$ G的范围内。它们的弱偶极场的衰减，由霍尔效应和欧姆耗散介导，不能提供足够的热能来驱动它们的X射线光度，而磁星的X射线光度是相当的。激发的问题，通过磁场衰减产生高X射线功率，同时保持一个弱的偶极场，我们探讨的地壳磁场，不包括一个有序的轴对称结构的演变，而是包括一个纠结的配置。这可能是一个非自激发电机的结果，它被超新星爆炸后的后备物质埋在地壳内。我们发现，这样的初始条件导致出现的磁场从表面的恒星和形成的偶极磁场组成部分。$10^{14}$ G量级的内部缠结磁场可以为地壳提供足够的欧姆加热并为CCO提供动力，而它形成的偶极场近似为$10^{10}$ G，如在CCO中观察到的。
2020-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolutionary route to form planetary nebulae with central neutron star - white dwarf binary systems
本研究提出密近中子星-白矮星双星中心行星状星云的演化路径，通过双星群体合成模拟得出其银河系形成率，指出此类天体可能存在且是未来引力波与电磁探测的潜在源。
2023-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of a new central compact object: The neutron star in the supernova remnant G15.9+0.2
利用Chandra的~90 kS观测资料，对银河系年轻超新星遗迹（SNR）G15.9+0.2中的中心点源CX181852.0 -150213进行了研究。点源是在2005年发现的，在较短的钱德拉观测，并假设是一个中子星与信噪比。我们的X射线光谱分析强烈支持与G15.9+0.2相关的热发射中子星的假设。我们的结论是，该对象属于年轻的冷却低磁化中子星被称为中央紧凑对象（CCO）的类。我们用黑体光谱函数和我们的氢和碳中子星大气模型模拟了中子星的光谱，假设辐射是由整个恒星表面均匀发射的。在这种假设下，只有碳大气模型得出的距离与位于银河系中的源是相容的。在这一点上，CXCOST J181852.0-150213与另外两颗研究得很好的CCO类似，即Cas A和HESS J1731-347中的中子星，它们的碳大气模型被用来使它们的发射与已知或估计的距离相一致。
2016-07-27 astro-ph.HE
The Hidden Magnetic Field of The Young Neutron Star in Kesteven 79
最近对Kesteven 79超新星遗迹中心致密天体的观测表明，这颗中子星（NS）有一个弱的偶极磁场（几个x 10^{10} G），但在其表面X射线发射中有一个非常大的脉冲部分（~ 64%）。我们探讨的想法，一个实质性的次表面磁场存在于NS地壳，这产生了扩散热点的恒星表面上，由于各向异性的热传导，并给出了所观察到的X射线脉动。我们开发了一种通用的方法，称为“温度模板与全输运”（TTFT），计算合成脉冲轮廓的表面X射线发射从NS与任意磁场和表面温度分布，考虑到磁大气不透明度，光束模式，真空偏振，和重力光弯曲。我们表明，几个x 10^{14} G或更高的地壳环形磁场，在地壳上平滑变化，可以产生足够明显的表面热点，产生观测到的脉冲分数在Kes 79 NS。这一结果表明，大量的地下磁场，比“可见的”偶极子场强得多，可能被埋在一些年轻的NS的地壳中，这种隐藏的磁场可以在其观测表现中发挥重要作用。我们研制的通用TTFT工具也可用于研究其他磁性NS的辐射。
2012-03-16 astro-ph.HE
Relating the Kick Velocities of Young Pulsars with Magnetic Field Growth Timescales Inferred From Braking Indices
一颗新生的中子星可能在原中子星阶段之后不久就暴露在回退吸积中。这一高吸积幕可使地壳深处的磁场减弱。磁场扩散回地表需要数亿年的时间，这取决于所吸积的质量和随之而来的磁场埋置的深度。具有大反冲速度的中子星将吸积较少的回退物质，导致其场的淹没较浅，并且其场的增长时间尺度较短。我们得到了中子星的空间速度与磁场增长的欧姆时间尺度之间的关系$τ_{\rm Ohm} \propto v^{-1}$。我们比较这与测得的横向速度，$v_{\perp}$和字段的增长时间尺度，$μ/\dotμ$，推断从测得的制动指数之间的关系。我们发现，观测数据与理论预测是一致的，虽然数据的数量少，排除了一个强有力的结论。测量脉冲星B1509 $-$ 58、J1846 $-$ 0258、J1119 $-$ 6127和J1734 $-$ 3333的横向速度将增加数据的数量，并对理解脉冲星场是否随回退吸积而增长有很大贡献。
2012-12-11 astro-ph.HE
Detecting gravitational waves from mountains on neutron stars in the Advanced Detector Era
低质量X射线双星中的快速旋转中子星被认为是当前和下一代地基探测器（如先进LIGO和爱因斯坦望远镜）感兴趣的引力波源。主要原因是，这些系统中的许多NS似乎是远远低于他们的开普勒分裂频率旋转，它已被建议，与GW排放相关的扭矩可能会设置所观察到的自旋周期。这个假设在文献中被广泛用于评估可能的引力波信号的强度。然而，现在有大量的理论和观测工作表明，情况可能并非如此，GW发射不太可能在许多系统中设定自旋平衡周期。在本文中，我们采取了不同的出发点，并预测GW信号强度的两个物理机制，可能是在工作中LMXB：地壳山脉由于热不对称和磁约束山。我们发现，在瞬态LMXBs的热地壳山脉是不太可能导致可检测的GW排放，而持久的系统是很好的候选人检测先进的LIGO和爱因斯坦望远镜。磁山的探测前景是悲观的，除非NS有一个$B\approx 10^{12}$ G的掩埋磁场，远高于这些物体通常推断的外部偶极场。然而，如果一个系统被GW天文台探测到，X射线发射中的回旋共振散射特征可以用来区分两种不同的情况。
2015-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Probing the possibility of hotspots on the central neutron star in HESS J1731-347
位于超新星遗迹Cas A和HESS J1731-347中心的中子星的X射线能谱与碳大气模型符合得很好。这些拟合产生了可信的中子星大小的已知或估计的距离，这些超新星遗迹。支持中子星表面存在纯碳包层的证据是相当间接的，并且基于整个恒星表面均匀产生发射的假设。虽然这一假设是支持的脉动的情况下，观测上限的脉动部分是不是很严格。在试图量化这一证据，我们调查的可能性，观察到的光谱的中子星在HESS J1731-347是一个组合的光谱产生的氢气氛中的热点和冷却器的剩余部分的中子星表面。在这种情况下，脉动的缺乏必须通过中子星自旋轴和视线之间足够小的角度来解释，或者通过热点和中子星旋转极之间足够小的角距离来解释。由于观测到的来自非均匀发射中子星的通量依赖于从大气中出射的辐射的角分布，我们计算了两个新的网格的纯碳和纯氢大气模型谱计及康普顿散射。使用新的氢模型，我们已经评估了概率的几何形状，导致低于所观察到的上限约为8.2%的脉冲分数。因此，这种几何形状似乎不太可能，但在现阶段不能排除。
2017-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Central Engine-Powered Bright X-ray Flares in Short Gamma-Ray Bursts: A Hint of Black Hole-Neutron Star Merger?
短伽马射线暴可能起源于双中子星（NS）或黑洞（BH）与NS的合并。我们认为，明亮的X射线耀斑与中央发动机的反应性可能暗示BH-NS合并，因为这样的合并可以提供更多的回落材料，因此更大的吸积盘比NS-NS合并。利用Swift/X射线望远镜对49个短爆发进行跟踪观测，发现其中3个短爆发具有明亮的X射线耀斑，其中2个短爆发的3个耀斑可能与中心发动机反应性有关。我们认为，这两个爆发可能起源于BH-NS合并，而不是NS-NS合并。我们提出的中央发动机驱动的明亮X射线耀斑和BH-NS合并事件之间的联系可以通过未来先进的LIGO和Virgo的引力波探测来检查。
2018-03-27 astro-ph.HE
On the Diversity of Compact Objects within Supernova Remnants II: Energy Loss Mechanisms
孤立中子星的能量损失通常归因于真空中旋转的点状磁偶极子发射的电磁辐射。这种发射机制预言了一个制动指数$n=3$，这在高磁化中子星中是没有观察到的。尽管如此，偶极场和快速早期旋转的假设通常是先验的，通常会导致特征年龄和相关超新星遗迹（SNR）年龄之间的差异。我们专注于中子星的“异常”磁场，已建立信噪比协会和已知的年龄。异常X射线源（AXP）和软伽马重复源（SGR）通常用磁星模型来描述，该模型假定由发电机作用建立的大磁场。强磁场天体（HBP）有非常大的磁场，刚好在QED尺度之上（但低于AXP和SGR），而中央致密天体（CCO）可能有埋藏的磁场，这些磁场将在未来作为新生磁星出现。在本系列的第一部分中，我们研究了磁场增长作为一种通过演化将CCO与HBP和X射线暗隔离中子星（XDINS）结合起来的方法。在这项工作中，我们限制这些中子星的特征年龄使用相关的SNR年龄的各种能量损失机制，并允许任意的初始自旋周期。除了SNR年龄，我们还利用观测到的制动指数和X射线光度来约束模型。
2016-10-15 astro-ph.HE
Accreting neutron stars from the nuclear energy-density functional theory. II. Equation of state and global properties
在低质量X射线双星中，物质在中子星表面的吸积触发了X射线爆发，其灰烬被掩埋并进一步处理，从而改变了恒星地壳的成分和性质。在这第二篇文章中，我们在核能-密度泛函理论的框架下研究了吸积对中子星状态方程和整体性质的影响。考虑由$^{56}$ Fe组成的灰烬，我们使用与我们先前研究中用于确定相同灰烬的地壳加热的那些相同的BSk-蒙特利尔核能密度泛函BSk 19、BSk 20和BSk 21计算状态方程。所有区域的吸积中子星被处理在一个统一的和热力学一致的方式。利用这些状态方程，我们确定了吸积中子星的质量、半径、转动惯量和潮汐形变，并与基于相同泛函的统一状态方程的催化中子星进行了比较。被吸积的中子星的状态方程被发现是显着比催化物质，绝热指数$Γ\approx 4/3$在整个地壳更硬。由于这个原因，吸积的中子星有更大的半径。然而，它们的地壳转动惯量和它们的潮汐变形能力几乎没有改变，只要适当地考虑在相邻地壳层之间的界面处的密度不连续。吸积中子星的状态方程的刚度的增强主要是核壳效应的结果，从而证实了我们在第一个研究中强调的量子处理的重要性。与我们以前的计算地壳加热使用相同的泛函，我们因此获得了一致的微观输入吸积中子星的模拟。
2022-09-23 astro-ph.HE nucl-th
Central compact objects, superslow X-ray pulsars, gamma-ray bursts: do they have anything to do with magnetars?
磁星和许多与磁星有关的天体被一起总结和讨论。分析表明，在“磁星”的使用中存在着语言的滥用。异常X射线源和软伽马射线中继源是众所周知的磁星候选者。目前所谓的反磁星（用于中心致密物体）、吸积磁星（用于高质量X射线双星中的超慢X射线脉冲星）和毫秒磁星（用于某些伽马射线暴的中心发动机），它们可能不是真正的磁星目前的理解。它们的观测行为不是由磁能引起的。它们中的许多只是具有强表面偶极场的中子星。中子星加上强偶极场就不是磁星。某些伽马射线暴中心引擎的中子星的特征参数不同于银河系中的中子星。讨论了吸积系统中可能的磁活动特征，包括重复爆发和硬X射线尾。中国未来的硬X射线调制望远镜可能有助于发现吸积中子星系统中的一些磁活动。
2014-06-25 astro-ph.HE
A hypercritical accretion scenario in Central Compact Objects accompanied with an expected neutrino burst
周期和周期导数的测量以及偶极辐射的正则模型提供了一种估算中心致密天体（CCO）低表面磁场的方法。在目前的工作中，一个方案是为了解释这种CCO的磁性行为。基于超临界吸积幕核坍缩后超新星阶段的磁流体动力学模拟，我们认为新生中子星的磁场可能在早期被掩埋。在这一阶段，热中微子主要通过对湮灭、等离子体衰变、光中微子发射等过程产生。我们研究了这些中微子在这种环境中的动力学，并估计了中微子事件的预期数量与它们在地球上的味道比。中微子爆发是唯一可行的可观察到的，可以提供令人信服的证据的超临界阶段，因此，隐藏的磁场机制作为最有利的情况下，解释异常低磁场估计的CCO。
2018-09-20 astro-ph.HE
Entropy-limited higher-order central scheme for neutron star merger simulations
数值相对论模拟是计算双星中子星合并的精确引力波形和设计引力波天文学模板的唯一方法。这些数值计算的准确性是至关重要的，在量化合并附近的潮汐效应，目前合并波形的不确定性的主要来源之一。在这项工作中，我们探讨了使用基于熵的通量限制计划的高阶，收敛模拟的中子星时空。该计划有效地跟踪恒星表面和物理冲击，使用剩余的熵方程，从而允许使用无限的中心通量计划在平滑流动的区域。我们用这种方法进行了第一次中子星合并模拟，并在引力波形阶段证明了四阶收敛。该计划减少了相位误差的一个因素相比，国家的最先进的高阶特征的计划，可以用来产生忠实的潮汐波形的引力波建模。
2022-07-01 astro-ph.HE gr-qc
Compression of matter in the center of accreting neutron stars
为了估计稠密物质相变的可行性，我们研究了吸积过程中中子星的中心密度和重子化学势的演化。我们比较了薄盘吸积和没有磁场扭矩与自旋下降的情况下，选择最近的状态方程。我们比较了流行的（在脉冲星的背景下）开普勒薄盘模型，在该模型中的物质是从边缘稳定的圆形轨道吸积，与最近的磁矩模型，考虑到恒星磁场的影响，有效的磁盘内边界。在广义相对论的框架下，使用多域谱方法代码进行计算。我们考虑了与最近测量的PSR J1614-2230质量一致的三个状态方程，1.97 +-0.04 M_sun（其中一个由于超子的出现而软化）。如果没有磁力矩和有效的角动量从盘转移到恒星，实质性的中心压缩仅限于初始恒星质量接近最大质量的区域。在最大质量附近之外，吸积引起的中心压缩只有在角动量传递效率低下时才有意义。考虑到磁场，有效地降低了角动量传递的效率，并意味着显著的中心压缩。从薄圆盘到非磁化中子星的有效角动量转移并不能为中心压缩和可能的相变提供良好的机制。对于磁化中子星，大幅度的中心压缩对于质量范围很广的慢速旋转初始构型是可能的。对于具有高密度软化的刚性状态方程，吸积诱导中心压缩特别强。
2011-12-11 astro-ph.HE
A Narrow Short-Duration GRB Jet from a Wide Central Engine
我们使用二维相对论流体动力学数值计算表明，高度准直的相对论喷流可以产生在中子星合并模型的短期伽马射线暴，而不需要一个高度定向发动机或一个大的净磁通量。即使是在小尺度上产生非常宽的持续流出的流体动力发动机，原则上也可以产生高度准直的相对论性喷流，这是由致密的周围介质促成的，该周围介质提供围绕射流核心的茧。相对于周围气体的扁圆几何形状显著增强了准直过程。先前的数值模拟显示，两颗中子星的合并会产生一个扁扁的、不断膨胀的动态喷出物云。我们表明，这种气体可以有效地准直中央发动机的功率，就像周围的恒星在长时间的GRB模型。对于典型的短持续时间GRB中央发动机参数，我们发现喷气机的开口角度为10度的顺序，其中一大部分的总流出功率的中央发动机驻留在高度相对论性材料。这些结果预测了大的差异，从双中子星合并与中子星-黑洞合并流出的开放角度。
2015-05-20 astro-ph.HE
A Spectroscopic Angle on Central Engine Size Scales in Accreting Neutron Stars
在吸积致密物体中，对盘风和大气的吸收的分析通常将这些系统中的中心发射区视为相对于吸收体的点源。如果吸收气体位于$few \times 1000\cdot GM/{c}^{2}$内，这种假设就不成立了，在这种情况下，吸收体开普勒运动的一小部分对吸收线的速度宽度有贡献。在这里，我们演示了如何使用这种速度加宽效应来限制中央引擎的大小，通过一个简单的几何关系吸积紧凑的对象，并开发了一种方法来模拟这种效果。我们应用这种方法的钱德拉/HETG光谱的三个超紧凑和短周期的中子星X射线双星中的引力红移吸收的证据，由于内部磁盘的气氛，最近已报道。对于XTE J1710 $-$ 281（本研究）和4U 1916 $-$ 053，红移的重要性高于$5σ$，并且与对每个双星相对径向速度的各种估计不一致。对于我们最敏感的光谱（XTE J1710 $-$ 281），我们获得了1 $σ$上限为310 $\text{km}$ $\text{s}^{-1}$的这种几何效应的大小和一个中央引擎的大小${R}_{CE} < 60 ~ GM/{c}^{2}$（或，$< 90 ~ GM/{c}^{2}$在$3σ$水平）。这些初始约束相媲美，通过类星体中的微透镜和方法的灵敏度约束通过相对论反射中子星。这种灵敏度将随着进一步的曝光以及未来微量热计和光栅任务的发射而增加。
2021-11-08 astro-ph.HE
Effects of Dark Matter on the Spontaneous Scalarization in Neutron Stars
本研究在标量-张量引力框架下，利用基于星系旋转曲线和费米子自相互作用暗物质的状态方程，发现暗物质压力对中子星自发标量化有显著影响，且GW170817和4U 1820-30中的恒星可能为标量化暗物质混合中子星。
2024-09-11 astro-ph.HE gr-qc
Modeling the X-rays from the Central Compact Object PSR J1852+0040 in Kesteven 79: Evidence for a Strongly Magnetized Neutron Star
我目前的建模的X射线脉动从中央紧凑对象（CCO）PSR J1852+0040在银河系超新星遗迹Kesteven 79。在旋转中子星热表面辐射的背景下，传统的极帽模型只能再现宽的、大振幅的X射线脉冲，其束发射模式为“铅笔加扇形”，这是强磁化（$\gtrsim$ 10^12高斯）中子星大气的特征，远强于从脉冲星自旋下降率推断的~10^10高斯外部偶极场。这种差异可以用轴向位移的偶极子来解释。对于其他波束模式，有必要调用高纵横比的发射区域，这些发射区域在纵向上被大大拉长，这可能是由于极偏移的偶极子。对于所有假设的辐射模型，都需要存在强的内部磁场（$\gtrsim$ 10 ^14}高斯），优先将内部热量引导到外部的一部分，以解释恒星表面的高温对比。这提供了进一步的观测证据，支持“隐藏”强磁场的情况下，CCO拥有强大的淹没磁场，大大强于外部偶极子场，大概是由于掩埋的回落超新星喷出物。我还进行相位分辨X射线光谱，并没有发现明显的自旋相位相关的吸收功能，可以产生回旋吸收/散射的证据。
2014-06-02 astro-ph.HE
Hunting for Orphaned Central Compact Objects among Radio Pulsars
中心致密天体（CCO）是在超新星遗迹（SNR）中心发现的少数年轻中子星。它们显示出高的热X射线亮度，但没有无线电发射。用X射线脉动测量三个CCO的自旋下降率表明，表面偶极场比典型的年轻恒星弱得多。为了调查CCO和已知的射电望远镜是否是处于不同演化阶段的物体，我们对银河系平面上所有弱场（<1 e11 G）孤立的射电望远镜进行了普查，以寻找类似CCO的X射线发射。12个候选者中没有一个在X射线能量下被探测到，光度极限为1 e32 - 1 e34 erg/s。我们考虑的情况下，CCO的弱表面场是由于超新星物质的快速吸积，并显示，作为掩埋场扩散回表面，CCO的后代预计将离开我们的候选人的P-Pdot参数空间在年轻的年龄的几倍10 kyr。因此，在这种情况下，候选人很可能只是老的普通商人。我们建议进一步寻找孤立的CCO，这是老化的CCO与父母的SNR消散，应包括更强的磁场的磁共振。
2015-07-20 astro-ph.HE
Constraining the central magnetic field of magnetars
磁星被认为是高度磁化的中子星，表面磁场为10^{14} - 10^{15} G。据信，在中心处，磁场可高于表面处的磁场。研究了磁场对中子星物质的影响。考虑到高密度超子出现的可能性，我们用相对论平均场方法模拟了核物质。我们发现，当中心磁场至少为10^{17} G量级时，磁场对中子星物质的影响以及由此对质量-半径关系的影响是重要的。非常重要的是，强磁场的作用揭示了系统的各向异性。此外，如果中心场接近10^{19} G，则物质变得不稳定，这限制了磁星中心的最大磁场。
2013-02-13 astro-ph.HE
Properties of neutron stars and strangeness-mixed stars from a pion mean-field approach
本研究基于π介子平均场方法的物态方程，分析中子星与奇异混合星的内部性质、质量-半径关系等，明确了物态方程变化对星体中心密度等参数的影响。
2025-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Observability of sharp phase transitions in neutron stars
由于中心密度高达核饱和密度的5-10倍，中子星表现出在其他地方无法观察到的极端条件。它们是探测冷的超致密物质的组成和性质的理想天体物理实验室。我们将讨论如何利用目前观测到的数据来揭示致密中子星核中可能存在的急剧相变。
2019-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Ferromagnetic Neutron Stars in Scalar-Tensor Theories of Gravity
在中子星中可以发生铁磁自旋有序。这种相变改变了中子星的状态方程。本文应用标量-张量引力理论，研究了处于铁磁相的中子星的结构。考虑零温下具有Skyrme型相互作用的铁磁中子物质的物态方程，利用具有充分负的耦合常数的标量-张量引力理论，研究了铁磁中子星中的自发标度化.在此基础上，给出了铁磁中子星的质量与中心密度的关系、标量场和质量与密度的分布、不同中心密度下的中心标量场以及质量与半径的关系。此外，我们还研究了耦合常数对铁磁中子星标量化的影响。计算了耦合常数对标量化临界密度和铁磁中子星标量电荷的影响。此外，我们还研究了自发标量化发生时的耦合常数的最大值，给出了中子物质状态方程对这个临界值的影响。
2019-02-27 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Theoretical constraints on properties of low-mass neutron stars from EOS of inner crust matters
利用四种典型的内壳物质状态方程，从理论上研究了低质量中子星性质的约束。根据致密星质量-半径序列中中子星与白矮星之间存在较大差距这一事实，明确指出了致密星的中心密度与恒星半径的禁区，即在$10^{12}~kg/m^3$ ~ $10^{17}~kg/m^3$范围内，自然界中不存在中心密度的致密星。也没有半径在400公里到2000公里之间的致密星。结果表明，对于中心密度为亚核密度的低质量中子星，恒星质量主要取决于高密度区状态方程的软度（$ > 10^{16}~\textrm{kg.m}^{-3}$），而恒星半径则取决于低密度区状态方程的软度（$ < 10^{16}~\textrm{kg.m}^{-3}$）.对于质量接近最小质量的稳定中子星，开普勒周期为几百毫秒，转动惯量为$10^{37} kg\cdot m^{2}$数量级，表面引力红移为$10^{-4}$数量级。
2017-07-01 astro-ph.HE
Unifying neutron star sub-populations in the supernova fallback accretion model
我们采用超新星后退盘模型模拟孤立年轻中子星的自旋演化。我们考虑了NS磁场在超临界吸积阶段的淹没及其随后的重新出现。结果表明，该模型中自旋周期和磁场的演化能够解释中心致密天体相对较弱的磁场和年轻致密天体的制动指数。在一定的初始参数范围内，磁星、中心致密天体和年轻恒星等不同类型的NS子种群之间可以建立起演化联系。因此，年轻的NS的多样性可以统一在超新星回落吸积模型的框架。
2018-10-10 astro-ph.HE
Neutron star mass formula with nuclear saturation parameters
导出了中子星质量和引力红移随中心密度和核饱和参数特定组合变化的经验公式，适用于中心密度达到3倍核饱和密度的恒星模型.结合这两个经验公式，还可以估算出中子星的半径。在实践中，我们发现，中子星的质量（半径），可以估计在$\sim 10\%$（百分之几）的准确性，通过比较的质量和半径评估与我们的经验公式与那些确定的特定状态方程。由于我们的经验公式直接将中子星的质量和半径与核饱和参数联系起来，因此可以通过核实验来限定核饱和参数的具体值，从而讨论中子星的性质。
2022-03-17 astro-ph.HE nucl-th
Study of Dark-Matter Admixed Neutron Stars using the Equation of State from the Rotational Curves of Galaxies
本文利用由星系转动曲线得到的暗物质状态方程和m = 1.0 GeV的费米暗物质状态方程研究了暗物质混合中子星的结构。应用Skyrme框架下的中子物质状态方程，计算了不同DMEOS和不同暗物质中心压力与中子物质的质量-半径关系.我们的结果表明，对于某些DMEOS，质量-半径关系与新的观测结果一致，如EXO 1745-248，4U 1608-52，和4U 1820-30，它们与正常的中子星不一致.我们的结论是DMEOS和中心压力比DM NM的影响的DMANS的质量半径关系的斜率。这是因为DM和NM之间的相互作用，导致引力或自结合的DMANS。我们研究了不同DMANS的NM球的半径以及DM晕的半径。结果证实，在某些情况下，一个小半径的NM球被一个大半径的DM晕所包围。我们的计算证实，由于不同程度的DM支配的DMANS中，与一个值的可见半径的一颗星，两个可能的DMANS具有不同的质量可以存在。计算了不同DMEOS和中心压比的DMANS的引力红移。结果解释了DMANS中DM的存在导致恒星的引力红移值增大。
2017-01-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of proto-neutron stars to pulsars, magnetars and central compact objects
Istanbul Technical University（伊斯坦布尔理工大学）
该研究提出中子星在原中子星阶段经历发电机过程，产生不同磁场特征，解释磁星与脉冲星的磁场差异及中心致密天体的磁场形成机制。
2026-01-07 astro-ph.HE
Neutrino propagation in winds around the central engine of sGRB
由于中微子可以在不被偏转的情况下从密集区域逃逸，它们是研究产生它们的源的新物理学的有希望的候选者。随着未来几年更灵敏的探测器的不断发展，我们将从入射中微子中推断出一些本征性质。特别是，我们集中我们的研究在短伽马射线暴（sGRBs）和中央引擎的各向异性介质内的相互作用的热过程中产生的。一方面，我们认为重子风产生的强磁的贡献，另一方面，我们只处理中微子驱动的风。首先，我们考虑了中心发动机周围的重子密度分布，得到了有效中微子势。然后，我们得到了在这种介质中的三味振荡几率，最后计算了预期的中微子比。我们发现一个更强的角度依赖于预期的中微子比，这，顺便说一句，从预期的理论比不考虑风的额外贡献。对这一观测结果的联合分析，以及sGRB喷射喷流角度，可能会导致一种有效的机制来区分所涉及的合并祖先（黑洞-中子星或中子星-中子星），作为引力波的额外检测通道。
2021-05-28 astro-ph.HE
Central engine of GRB170817A: Neutron star versus Kerr black hole based on multimessenger calorimetry and event timing
GRB 170817 A与GW 170817合并后的中心引擎通过GW-量热和事件定时探测，应用于合并后的下降啁啾，该啁啾可以潜在地打破中子星或黑洞残余物的自旋下降的简并，根据Kerr度规，后者的角动量$E_J$中的相对大的能量库。该分析来自于对由时间对称蝶形匹配滤波产生的上升和下降啁啾具有相等灵敏度的模型不可知谱图。通过软件注入实验产生的响应曲线校准灵敏度。GRB 170817 A的中央发动机的候选人排放的统计意义表示来自事件定时分析的虚警概率（PFA; I型错误）。通过对可用光谱图进行高分辨率图像分析，获得起始时间$t_s$的PDF。对于LIGO探测器的合并（H1，L1）光谱图，PFA $p_1$来自给定GW 170817-GRB 17081 A的$t_s$中的因果关系。在个体H1和L1分析中提供了统计学独立确认，在第二个PFA $p_2$中，其各自的$t_s$观察结果具有一致性。组合PFA源自其乘积，因为时间的平均值和（分别）差异在统计学上是独立的。应用于GW 170817-GRB 170817 A，$t_s$中事件定时的PFA产生合并后输出${\cal E}_{GW}\simeq 3.5\%M_\odot c^2$的$p_1=8.3\times 10^{-4}$和$p_2=4.9\times 10^{-5}$（$p_1p_2=4.1\times 10^{-8}$，等同于$Z$…
2022-11-19 astro-ph.HE
Multimessenger Constraints on the Central Engine in SN 2023ixf: Neutron Star or Black Hole?
Sejong University（世宗大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
本文通过EM-GW联合分析SN 2023ixf的多信使数据，未观测到相关GW信号，结合EM数据推断该事件无黑洞形成，支持中子星形成场景，其前身星质量或低于20倍太阳质量。
2026-08-31 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
3D Magneto-thermal Simulations of Tangled Crustal Magnetic Field in Central Compact Objects
中心致密天体是发射热X射线的年轻中子星，辐射热光度$L_X$在$10^{32}$ - $10^{34}$ erg/s范围内。Gourgouliatos，Hollerbach和Igoshev最近提出，中心致密天体的特殊发射特性可以用在原中子星阶段随机发电机中形成的缠结磁场配置来解释。在这种情况下，磁场由多个小尺度分量组成，全局偶极场的贡献可以忽略不计。本文数值研究了中子星内地壳磁场的三维磁热演化。我们发现，所有的配置产生复杂的表面热图案，其中包括多个小的热区位于彼此之间的显着分离。初始磁能为$2.5-10\times 10^{47}$ erg的配置的热区温度达到$\approx 0.2$ keV，与我们在无冷却的模拟中的$\approx 0.1$ keV的体温进行比较。在对中心致密天体的观测中也发现了温度的两倍。热点在光变曲线中产生具有$\leq 9-11$ %的典型幅度的周期性调制。因此，这种纠缠的磁场结构可以解释某些中心致密天体的热辐射性质。
2021-01-20 astro-ph.HE
Influence of the gravitational darkening effect on the spectrum of a hot, rapidly rotating neutron star. II. Iron lines
本研究针对快速旋转中子星的扁缩形态与引力暗化效应，分析其对高电离铁谱线的影响，发现引力暗化不改变谱线中心能量，但谱线特征随旋转频率和倾角显著变化，指出该效应需纳入中子星大气模型。
2024-05-14 astro-ph.HE
X-ray Observations of Disrupted Recycled Pulsars: No Refuge for Orphaned Central Compact Objects
本文报道了P > 20 ms，B_s <3E 10 G的分裂再循环星（DRP）的Chandra X射线测量。这些观察的动机是寻找近似的直系后代。超新星遗迹中的10个中心致密天体（CCO），其中三个与DRP具有相似的时间和磁性，但它们是明亮的热X射线源，与最小的中子星冷却曲线一致。由于没有发现DPR，没有证据表明它们是“孤儿”CCO，即超新星遗迹已经消散的中子星。它们的热X射线光度的上限在log Lx[erg/s] = 31.8-32.8的范围内，这意味着冷却年龄> 1 E4 - 1 E5年，大约是银河系类似体积中大约10个已知CCO年龄的10倍。因此，可以通过该方法检测到的一百个CCO后代的数量级本质上是无线电静默的，或者占据与DRP不同的（P，B_s）参数空间的区域。这激发了一种新的X射线搜索，在具有较大B场的射电星系中寻找孤儿CCO，这可以验证它们的场被超新星喷出物的回落所掩埋，但很快重新生长以加入正常脉冲星种群的理论。
2013-07-08 astro-ph.HE
Gravitational wave asteroseismology for low-mass neutron stars
利用以核饱和参数为特征的物态方程系统地研究了冷低质量中子星的基本（$f$ -）模引力波，特别是着重研究了与第一压力（$p_1$ -）模的避免交叉现象.我们发现中子星在避开的交点处的$f$模频率和平均密度可以表示为参数$η$的函数，该参数是核饱和参数的特定组合。由于这些关系，我们可以推导出经验公式，表示低质量中子星的$f$模式频率，其中心密度大于在避免交叉处的中子星，作为$η$和恒星平均密度$x$的平方根的函数。另一方面，我们还导出了一个经验公式，表示的$f$模式的频率的中子星，其中心密度小于中子星在避免交叉，作为一个函数的$x$独立于所采用的状态方程。此外，采用$x$作为$η$和$u_c$（恒星中心密度与饱和密度之比）的函数的经验公式，我们也可以将我们的$f$模频率的经验公式改写为$η$和$u_c$的函数.因此，通过观测一个质量或引力红移已知的低质量中子星的$f$模引力波，可以估算出$η$和$u_c$的值，这使我们能够严格地约束中子星物质的物态方程。
2020-08-22 astro-ph.HE nucl-th
Can we constrain the aftermath of binary neutron star mergers with short gamma-ray bursts?
对GW170817和GRB170817 A的联合观测证明，双星中子星（BNS）合并是短伽马射线暴（SGRB）的祖先：这在仍未稳定的SGRB中央引擎和BNS合并的结果之间建立了直接联系，其性质取决于状态方程（EOS）和中子星的质量。我们提出了一种新的方法来探测基于此链接的SGRB的中央引擎。我们产生一个扩展的目录BNS合并结合最近的理论预测BNS合并率作为红移的函数和NS质量分布推断从银河系BNS的测量。我们使用这个目录来预测BNS系统结束磁星（稳定或超大质量NS）或BH（迅速形成或超大质量NS崩溃后）为不同的EOS的数量，我们比较这些结果与观察到的SGRB率。尽管不确定性主要与知识贫乏的SGRB喷气结构，我们发现，对于大多数EOS的BNS合并后产生的磁星的速率足以为所有的SGRB供电，而只有BH作为可能的中央引擎的情况似乎是不利的。
2020-09-22 astro-ph.HE
Neutron star cooling in modified gravity theories
首次在标量张量理论中研究了孤立中子星的热演化。从孤立中子星温度观测的角度来看，Urca直接过程引起的快速冷却是否发生是一个有趣的问题。此外，核子超流性冷却效应的研究虽然在现代冷却理论中占有重要地位，但也存在很大的不确定性。冷却效果通常受质子分数和中心密度的影响。如果第五种力是由于引力的修正而引起的，那么中子星的中心密度和质量之间的关系就不同于广义相对论中的关系，冷却曲线也会天真地被期望改变。我们发现，在中子星表面附近存在一个未屏蔽的第五种力，它改变了质量-中心密度关系，即使对于较小质量的中子星也能触发直接Urca过程.在标量张量理论下，我们还给出了包含核子超流性的冷却曲线。这些结果表明，用中子星的冷却观测来检验引力理论是有用的。
2021-07-26 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Neutron star mass formula with nuclear saturation parameters for asymmetric nuclear matter
低质量中子星与核饱和参数直接相关，因为它们的中心密度肯定很低。我们已经找到了一个合适的核饱和参数组合来表示中子星质量和引力红移，即，具有对称核物质不可压缩性$K_0$和密度相关核对称能$L$的$η\equiv (K_0L^2)^{1/3}$。在这项研究中，我们新发现的另一个合适的组合，$η_τ\equiv (-K_τL^5)^{1/6}$与同位旋依赖的非对称核物质的不可压缩性，$K_τ$，导出的中子星质量和引力红移的经验关系作为$η_τ$和归一化的中心数密度的函数。利用这些经验关系式，可以在$\sim 10\%$精度范围内计算出中心数密度小于饱和密度3倍的中子星的质量和引力红移，在几个精度范围内计算出半径.此外，我们讨论了中子星质量和半径的限制，从地面实验，使用的经验关系，与那些从天文观测。此外，我们发现$η_τ$和$η$之间的紧密相关性。通过这种相关性，我们推导出对$K_τ$的约束为$-348\le K_τ\le -237$ MeV，假设$L=60\pm 20$和$K_0=240\pm 20$ MeV。
2022-10-21 astro-ph.HE nucl-th
Mixed configurations of tensor-multi-scalar solitons and neutron stars
本文考虑一类特殊的有质量张量-多标量引力理论，其目标空间度规允许Killing场具有周期流。对于这样的张量多标量理论，我们表明，存在混合配置的tenor-multi-scalar孤子和相对论（中子）星。在两种显式标量张量理论下，研究了目标空间曲率对混合组态结构的影响。检验了所得致密物体的稳定性，结果表明，与纯中子星或纯张量多标量孤立子相比，稳定区域跨越更大的中心能量密度和标量场中心值。
2019-09-01 astro-ph.HE gr-qc
Neutron star cooling implications and magnetic field of the Vela Junior central compact object from all XMM-Newton and Chandra spectra
Haverford College（哈弗福德学院）；Ioffe Institute（约费研究所）
研究通过分析XMM-Newton和Chandra光谱，确定Velajunior CCO的表面温度、磁场和辐射功率，揭示其较低的温度和高质量导致快速中微子冷却。
2026-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Comparing supernova remnants around strongly magnetized and canonical pulsars
磁星中强磁场的来源是中子星磁场的主要不确定性之一。另一方面，最近发现了大量这样的强磁化中子星，这就要求对它们的形成进行更多的研究。第一个提出的磁星形成如此强磁场的模型是通过大质量恒星快速旋转的核心上的α发电机效应。其他的情况包括高磁性的大质量祖先，在爆炸后将它们的强磁矩保存到核心，或者是大质量双星系统的共同包络相。在这项工作中，我们做了一个完整的重新分析的档案X射线发射的超新星遗迹（SNR）周围的磁星，并比较我们的结果与所有其他明亮的X射线发射的SNR，这是与紧凑的中心对象（CCO;这是建议有类似磁星的B-场埋在地壳中的强烈吸积后不久，他们的形成），高B磁星和正常的磁星。我们发现，高磁性中子星的SNRs中的发射线在元素或电离状态上与其他SNRs中观察到的发射线没有显着差异，既没有对整个残余物进行平均，也没有研究其总空间范围的不同部分。此外，我们没有发现明显的证据表明，总的X射线光度的SNRs托管磁星，平均大于典型的年轻的X射线SNRs。虽然偏于少数对象，我们发现，对于一个类似的年龄，有相同的百分比的磁星显示出可检测的SNR比正常的脉冲星人口。
2014-09-03 astro-ph.HE
Hyperaccreting Neutron-Star Disks, Magnetized Disks and Gamma-Ray Bursts
本论文主要研究超吸积中子星盘和磁化吸积流。通常认为，围绕恒星质量黑洞的超吸积盘是伽马射线暴（GRB）的中心引擎。然而，超吸积盘周围的中子星可能存在一些伽玛射线暴形成的情况。我们研究了围绕中子星的超吸积盘的结构和中微子发射。我们考虑一个稳态的超吸积盘，并作为一个合理的近似，它分为两个区域，内，外盘。外盘类似于黑洞。内盘具有自相似结构，如熵守恒或平流结构，这取决于盘内的能量传递和发射。我们看到中子星盘比黑洞盘能更有效地冷却，产生更高的中微子光度和中微子湮灭光度。来自中子星表面边界层的中微子发射可以增加中微子湮灭的光度。此外，我们研究了全球磁场的影响，粘性旋转和垂直集成吸积盘周围的紧凑的对象使用自相似处理，并使用两种方法来研究磁化流与对流。本文还对伽玛暴的前身源、中心引擎进行了综述，并对未来的研究方向进行了展望。
2009-12-22 astro-ph.HE
Dynamics of the clumps partially disrupted from a planet around a neutron star
本研究模拟了中子星周围岩石行星在高度椭圆轨道上反复部分瓦解产生千米级团块的动力学过程，发现团块在数个轨道周期内受中子星与残余行星共同作用改变轨道并最终撞击中子星。
2023-05-14 astro-ph.HE
The Properties of the Progenitor Supernova, Pulsar Wind, and Neutron Star inside PWN G54.1+0.3
超新星遗迹（SNR）中脉冲星风星云（PWN）的演化对中心中子星、脉冲星风、前身超新星和星际介质的性质非常敏感。这些性质既难以直接测量，又对理解中子星的形成及其与周围介质的相互作用至关重要。在本文中，我们确定这些性质的PWN G54.1+0.3通过拟合其观察到的性能与模型的动力学和辐射演化的PWN内的SNR。我们的模型表明，G54.1+0.3的前身是一颗孤立的~15-20太阳质量的恒星，它在一个大质量的星团内爆炸，产生了一颗中子星，最初旋转周期为~30- 80毫秒。我们还发现，脉冲星的旋转能量的99.9%以上注入PWN的相对论电子和正电子的能量谱是由一个破碎的幂律很好的特点。最后，我们提出了未来的观测，既可以测试这个模型的有效性，更好地确定这个源的属性-特别是，它的距离和中心脉冲星的初始自旋周期。
2015-08-06 astro-ph.HE
Universal properties of maximum-mass neutron stars: a new tool to explore superdense matter
我已经用不同的重子状态方程证明了最大质量中子星的质量、半径、中心密度和压力之间存在紧密的相关性。这些相关性提供了一个可能的解释。这种相关性的简单的解析形式的建议，并与观测的限制中子星的最大质量和它们的半径。假设稳定的中子星的状态方程是重子的，这提供了一个有价值的工具来限制它们可能达到的最大压力和密度。
2020-05-21 astro-ph.HE
Rotating Radio Transient Phases of Isolated Neutron Star Systems and Descendants of Central Compact Objects
Faculty of Engineering and Natural Sciences, Sabancı University（萨班哲大学工程与自然科学学院）
本研究通过回吸盘模型确定孤立中子星演化中的RRAT相，与观测分布吻合，并预测Calvera类CCO后裔成为长寿射电脉冲星，但诞生率极低。
2026-09-22 astro-ph.HE
What causes the absence of pulsations in Central Compact Objects in Supernova Remnants?
大多数年轻的中子星属于超新星遗迹（CCO）中的中心致密天体类，没有已知的周期性。我们调查了七个这样的CCO，以了解没有检测到脉动的常见原因。利用XMM-牛顿，钱德拉，和NICER观测，我们进行了系统的定时和光谱分析，以获得更新的灵敏度限制的周期性信号和多温度的光谱成分，可能与辐射的热点上的中子星表面。基于这些限制，我们研究了每个目标的允许观察几何形状，可以解释缺乏脉动。我们估计不太可能（$< 10^{-6}$）将我们没有看到脉动归因于五个考虑的源的不利观看几何。或者，碳大气模型，它假设均匀的温度分布在表面上，同样很好地描述了光谱，并提供了一个合理的解释，在目前的限制内没有检测到的周期性。相对于其他年轻的中子星，CCO的不寻常性质可能表明了一条不同的演化路径，就像超新星事件后经历显著回落吸积的源所提出的那样。
2021-09-13 astro-ph.HE
Inferring properties of neutron stars born in short gamma-ray bursts with a plerion-like X-ray plateau
利用\em Swift望远镜测量的6个短伽马射线暴（sGRB）的时间分辨谱，估算了类plerion模型的X射线余辉参数。余辉的未遮蔽的光学薄成分被模拟为从一个由中心物体提供燃料的相对论性冲击加速电子膨胀气泡中发出。注入的电子呈幂律分布，主要通过同步辐射损失冷却。我们计算后验模型参数描述的中央引擎（如出生时的自旋频率，磁场强度）和冲击加速度（如幂律指数，最小注入能量）。据发现，中央引擎是兼容的毫秒磁星，和冲击物理是兼容的发生在银河系超新星遗迹，假设标准磁场模型的磁星风。另外，我们允许磁场任意变化，并推断它是大致恒定的，其大小低于推断的磁星场的风载延伸。这可能是由于气泡的膨胀历史，或sGRB祖星周围环境的磁化。
2021-07-29 astro-ph.HE
