Anti-glitches within the standard scenario of pulsar glitches
最近观测到磁星1E2259+586在不超过两周的时间尺度上突然自旋下降（见Archibald等人，2013年，该事件被称为“反故障”），但尚未收到Anderson和Itoh（1975年）提出的脉冲星故障标准情景的任何解释。受此观察的启发，在这里，我们提出了一个玩具模型，允许在一定条件下，在标准方法内的中子星的反毛刺。
2014-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Observations of four glitches in the young pulsar J1833-1034 and study of its glitch activity
我们提出的结果与年轻的脉冲星J1833-1034，在银河系超新星遗迹G21.5-0.9的GMRT定时观测。我们在5.5年的时间里检测到这颗脉冲星存在4次故障，使其成为一组显示出相当频繁故障的脉冲星之一。毛刺幅度的特征在于旋转频率的分数变化，范围从1 \times 10^-9到7 \times 10^-9，没有证据表明毛刺之后旋转频率有任何明显的松弛。在频率导数中观察到的分数变化为10-5的量级。我们的结论是，尽管有显着的定时噪声，突然的不规则性，如毛刺检测到的脉冲星不能被建模为平滑的定时噪声。我们的定时解还提供了脉冲星自旋下降模型二阶导数的稳定估计，以及制动指数1.857的合理值，与其他此类年轻脉冲星的值一样，该值远小于标准值3.0。PSR J1833-1034似乎属于一类显示出相当频繁地出现低幅度毛刺的雷达。对毛刺活动参数的估计值Ag = 1.53 \times 10^-15 s^-2进一步证实了这一点，该参数显著低于大多数毛刺发生器遵循的毛刺活动与特征年龄（或自旋频率导数）的关系趋势。我们提出的证据，一类这样的年轻的恒星，包括螃蟹，其中较高的内部温度的中子星可能是负责观察到的毛刺活动的性质。
2012-05-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Small glitches: the role of strange nuggets?
脉冲星故障，即脉冲星的突然自旋，已经在我们已知的大多数脉冲星中被检测到。虽然已经建立了一个大的数据集，但产生这种现象的机制尚不确定。在星震模型的框架下，基于~ \cite{Baym1971}，发现毛刺大小（毛刺期间自旋频率的相对增加）$ΔΩ/Ω$依赖于毛刺释放的能量，毛刺释放的能量越小，毛刺大小越小。另一方面，作为暗物质的候选者之一，我们的银河系可能充满了所谓的奇怪的金块（SNs），这是早期宇宙的遗迹。在这种情况下，脉冲星和SN之间的碰撞是不可避免的，当在自旋下降过程中积累了足够的弹性能量时，这些碰撞会导致故障。SN触发的毛刺可以释放更少的能量，因为累积的弹性能量将小于在没有SN的毛刺的情况下的弹性能量。因此，如果脉冲星经常被超新星撞击，它往往会有更多的小尺寸毛刺，其$ΔΩ/Ω$值小于标准星震模型（释放的能量更大）。基于我们银河系中SN的分布与暗物质的分布相似的假设，以及ATNF脉冲星表和Jodrell Bank毛刺表中毛刺的数据，我们发现在我们银河系中小尺寸毛刺的发生率表现出与恒星星和奇异金块的碰撞率相一致的趋势。通过检测更多的小故障（例如，Square Kilometre Array（平方公里阵列）
2015-12-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of 16 small glitches in 9 pulsars
南山26米射电望远镜在2000年至2014年间对9颗恒星的定时观测被用来寻找故障。9个卫星的数据跨度从11.6年到14.2年不等。从114年的脉冲星旋转历史中，在9颗脉冲星中发现了16个新的毛刺。通过拟合时序残差数据测量毛刺参数。所有16个毛刺都有一个小的分数大小。在PSR J1833-0827中发现了六个新的故障，使其成为另一颗频繁出现故障的脉冲星。16个小故障中的一些可能经历指数或线性恢复，但我们不太可能对数据集中的大差距进行进一步分析。南山观测站的故障率均高于Jodrell Bank观测站。小故障大小和高故障率可能归因于高观察节奏。
2022-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Superfluid vortex unpinning as a coherent noise process, and the scale invariance of pulsar glitches
尺度不变的毛刺统计观察到在个别的pupiars（指数等待时间和幂律尺寸分布）是一致的一个关键的自组织过程，其中超流涡钉在宏观域亚稳态和unpin集体通过最近的邻居雪崩。如果在地壳断层处发生钉扎，宏观不均匀性自然出现。如果，相反，钉扎发生在晶格位点和缺陷，这是宏观上均匀的，我们表明，一个替代的，非临界的自组织过程的操作，称为相干噪声，其中全球马格努斯力均匀地作用于被困在一个范围内的钉扎电位和经历热蠕变的旋涡。结果发现，涡再次unpin集体，但不是通过最近的邻居雪崩，而且，违反直觉，由此产生的毛刺大小的尺度不变，符合观测数据。由蒙特卡罗模拟支持的相干噪声过程的平均场分析理论，在最小和最大毛刺之间产生幂律大小分布，指数$a$在$-2\leq a \leq 0$范围内。当理论被拟合到九个最活跃的恒星的数据时，包括两个准周期毛刺PSR J 0537 $-$ 6910和PSR J 0835 $-$ 4510，它直接限制了恒星中钉扎电位的分布，导致两个结论：（i）电位分布广泛，平均值与标准差相当;和（ii）平均电位随特征年龄而降低。提出了一个观测测试，以区分最近邻雪崩和相干噪声。
2009-04-20 astro-ph.SR
On the Glitch Evolution of Pulsars
对脉冲星闪变的观测仍然是研究中子星内部的有力工具。许多观测到的毛刺特性被证明是由于中子星不同表现形式的毛刺演变造成的。具体来说，与蟹状星云和船帆座星云相关的故障类型可以用这个模型来解释。我们也能够充分解释为什么在最年轻和最老的学生中没有出现故障，或者故障率很低。
2013-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of realistic equations of state and general relativity on the "snowplow" model for pulsar glitches
观察到许多闪烁体出现“毛刺”，即在它们的旋转频率$ν$中显示出突然的跳跃，其中一些跳跃可以与称为巨大毛刺的闪烁体的子集中的$Δν/ν\approx 10^{-6}-10^{-5}$一样大。最近Pizzochero（2011）已经表明，基于地壳中钉扎力和恒星角动量转移的实际值的分析模型可以描述巨大毛刺的平均特性，例如毛刺间等待时间，频率阶跃和频率导数。在本文中，我们扩展的模型（最初开发的牛顿引力和多方状态方程），以现实的背景下，通过整合恒星结构的相对论方程，并使用物理激励的状态方程来描述物质的中子星。我们发现，这种更详细的治疗仍然再现了船帆座脉冲星的巨大故障的主要特征，并允许我们设置约束的状态方程。特别是，我们发现，更严格的状态方程是有利的，这是不可能的船帆座脉冲星有一个高质量（大于$M\approx 1.5 M_\odot$）。
2012-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pinning down the superfluid and measuring masses using pulsar glitches
脉冲星以其高超的计时精度而闻名，尽管当恒星年轻时，小故障可能会中断常规的计时行为。这些小故障被认为是由恒星地壳中正常物质和超流体物质之间的相互作用引起的。然而，像船帆座这样的故障星已经被证明需要一个超流体储层，远远超过地壳中的可用储层。我们研究了一个模型，在这个模型中，小故障在核心中敲击超流体。我们测试了各种理论超流体模型对最新的故障数据，发现只有一个模型可以成功地解释长达45年的观测数据。我们开发了一种新的技术，结合无线电和X射线数据来测量脉冲星质量，从而展示了当前和未来的望远镜如何探测核饱和附近的超流性等基础物理。
2015-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Angular Momentum Transfer in Vela-like Pulsar Glitches
在超流涡的储存和释放的现实场景中，从未计算过{\em directly}与船帆状故障相关的角动量转移;因此，用涡来解释巨大故障还没有经过观测的检验。我们提出了第一个物理上合理的模型，无论是在微观和宏观层面（球形几何，n = 1多变的密度分布，密度相关的钉扎力与涡刚性兼容），以确定在恒星的涡被钉扎，有多少，以及多久。对于标准中子星参数（$M=1.4 M_{\odot}, R_s=10$ km，$\dotΩ=\dotΩ_{\rm Vela}=-10^{-10}$ Hz s $^{-1}$），我们发现最大的$f_m\approx10^{15}$ dyn cm $^{-1}$级的钉扎力可以积累超流角动量的$ΔL_{\rm gl}\approx10^{40}$ erg s，并以$Δt_{\rm gl}\approx3$年的间隔向地壳释放.这种对$ΔL_{\rm gl}$的估计比目前的故障后恢复模型间接暗示的要小一个数量级，在目前的模型中，地核和地壳内的涡旋被认为是物理上不连通的;然而，它成功地产生了{\em both}跳跃参数$ΔΩ_{\rm gl}$和$Δ\dotΩ_{\rm gl}$在最近Vela毛刺中观察到的幅度，假设在短时间尺度的故障中，只有一小部分恒星涡度（$<10%$）与地壳耦合。这在我们的方法中是合理的，因为在地核和内地壳之间不存在正常物质层，正如现有的微观计算所表明的那样。尽…
2011-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Models of Pulsar Glitches
射电望远镜为我们提供了宇宙中最稳定的时钟。尽管如此，仍有几颗恒星会出现突然的自旋加速现象，即所谓的小故障。在它们首次被发现后的40多年里，这些现象的确切起源仍然存在争议。一般认为，它们是恒星内部超流体成分的观测表现，并提供了对极端密度下物质动力学的洞察。近年来，理论和观测方面都取得了一些进展，为我们了解中子星内部动力学和可能的故障机制迈出了重要一步。在这篇文章中，我们回顾了已经提出的主要故障模型，并根据当前的观察结果讨论了我们的理解。
2015-02-25 astro-ph.SR gr-qc
Pinning down the superfluid and nuclear equation of state and measuring neutron star mass using pulsar glitches
脉冲星是旋转的中子星，以其计时精度而闻名，尽管当这些恒星年轻时，故障可能会中断常规的计时行为。闪变被认为是由恒星中正常物质和超流物质之间的相互作用引起的。我们更新了我们最近的工作，一种新的技术，使用脉冲星毛刺数据来约束超流和核物质状态方程模型，展示了如何当前和未来的天文望远镜可以探测基本物理，如超流近核饱和和物质在超核密度。与传统的通过对另一个物体的引力效应来测量恒星质量的方法不同，我们的技术依赖于核物理知识，因此可以测量孤立恒星的质量。
2017-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Gross-Pitaevskii model of pulsar glitches
第一次大规模的量子力学模拟脉冲星毛刺，使用的地壳超流系统的Gross-Pitaevskii模型中存在的钉扎。模拟得到的毛刺大小的幂律分布，符合天文观测，指数范围从-0.55到-1.26。包含$\sim 200$涡的大尺度模拟的例子表明，这些统计数据在多涡极限下仍然存在。还构造了等待时间分布。这些和其他统计数据支持了这样一个假设，即集体涡旋运动所介导的灾难性脱钉会产生故障;事实上，这种集体事件在超流体密度的延时电影中可以看到。观察到三个主要趋势。(1)毛刺率与电磁自旋下降扭矩成比例。(2)一个很强的正相关性被发现之间的强度的涡钉扎和平均毛刺大小。(3)自旋下降动力学依赖于钉扎网站丰度一旦后者超过一个网站每个漩涡，这表明unpinned涡旅行的距离相当于涡间间距repinning之前。
2011-03-31 astro-ph.SR cond-mat.quant-gas
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
Glitch recoveries in radio-pulsars and magnetars
脉冲星的故障是一个稳定自旋的中子星的自旋频率突然增加。这些事件被认为是对恒星内部超流体动力学的直接探测。然而，毛刺可以彼此显着不同，不仅在大小和频率上，而且在恒星的毛刺后响应上也是如此。有些表现为频率上的简单阶跃，而另一些则在故障后显示出降速速率的增加。其他人仍然表现出几个指数放松的组成部分，在故障后恢复。我们表明，如果故障确实是由于大规模unpinning的超流涡，在不同的地区，这发生在各自的时间尺度上，他们重新耦合可以导致各种观察到的签名。此外，我们表明，这个框架自然占异常X射线脉冲星的毛刺的特殊松弛。
2013-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pinned vortex hopping in a neutron star crust
中子星外壳中超流涡旋的运动是大多数脉冲星故障理论的核心。涡旋与离子的钉扎可以使超流体与地壳分离，并产生一个角动量库。突然大规模取消固定可能会导致明显的故障。在本文中，我们调查的散射自由涡的钉扎电位，并计算其平均自由路径，以评估是否unpinned涡可以跳过多个钉扎网站和足够接近他们的邻居触发雪崩，或者他们是否只是从一个钉扎网站跳到另一个产生一个更渐进的蠕变。我们发现，有一个显着的参数空间范围内，雪崩可以被触发，从而支持的假设，他们可能在于脉冲星毛刺的起源。对于现实的钉扎力和超流阻力参数的值，我们发现，雪崩更有可能在较高的密度区域的地壳钉扎是强大的。恒星参数的物理差异，如质量和温度，可能导致蠕动运动和雪崩之间的转换，解释了故障恒星的不同特征。
2015-10-12 astro-ph.SR gr-qc
Glitches in neutron stars with magnetically decoupled core
磁解耦核模型是解决中子星长周期进动与超流涡钉扎不一致问题的一种较早的方法，而超流涡钉扎是大多数脉冲星毛刺理论的基础。假设钉扎发生在中子星核的区域，该区域被磁解耦，可以相对于地壳旋转。在目前的工作中，一些方面的毛刺自旋阶段的框架中所提出的模型进行了讨论。估计自旋的时间尺度与观测数据进行了比较。根据估计，蟹状星云脉冲星可能是一个磁去耦核区，而船帆座星云脉冲星的结果则更具争议。
2019-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of superfluid hydrodynamics on pulsar glitch sizes and waiting times
在许多射电望远镜中观察到的脉冲星闪变，即频率的突然跳跃，可能是超流涡旋雪崩在微观尺度上的宏观表现。在减速容器中的涡旋运动的小尺度量子力学模拟表明，这样的事件是可能的，并预测幂律分布的事件的大小，和指数分布的等待时间。尽管缺乏数据，但这一预测与大多数故障电池的大小和等待时间分布一致。然而，一些物体似乎准周期性地出现故障，并表现出许多大的故障，而最近对蟹状星云脉冲星的研究表明，较小的故障与幂律分布有截止偏差。在本文中，我们将量子力学模拟的结果在一个宏观尺度的超流流体动力学模拟。我们表明，在中子星的中子和质子流体的涡旋耦合的效果自然会导致偏离幂律分布的大小和指数分布的等待时间。特别是我们预测的小故障的大小分布的截止。
2016-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Discovery of Three Glitches in the previously quiet pulsar PSR J1637$-$4642
Xiamen University（厦门大学）；Qinghai University（青海大学）
研究发现此前安静的脉冲星PSR J1637−4642存在三次自转突跳，结合观测数据与贝叶斯建模支持超流体突跳范式，证实安静脉冲星也有显著突跳活动。
2026-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Structures of the Vela pulsar and the glitch crisis from the Brueckner theory
采用新近建立的基于现代微观Brueckner-Hartree-Fock计算的中子星外壳、内壳和核的统一处理方法，对船帆座脉冲星（PSR B 0833 -45，周期为$89.33$毫秒）的详细结构进行了预测。为了计算脉冲星质量从$1.0M_{\odot}$到$2.0M_{\odot}$的范围，我们计算了中心密度、核/壳半径、核/壳质量、核/壳厚度、转动惯量和壳转动惯量。其中，地壳转动惯量可以有效地从累积的毛刺观测中得到约束，这一点最近引起了很大的争论，被称为“毛刺危机”。也就是说，包含在地壳内部的超流中子，这被认为是标准的两个组件模型中的故障的起源，可以在很大程度上夹带在核晶格中，那么可能没有足够的超流中子（$\sim 4/5$小于以前的值），以触发大故障（$Δν/ν_0 \sim 10^{-6}$）在船帆座脉冲星。然后，我们提供了第一次分析的危机的基础上的微观基础上，面对的毛刺观测与理论计算的地壳转动惯量。我们发现，尽管最近有一些反对危机的论点，故障危机仍然存在，这意味着除了地壳超流中子，核心中子可能是必要的解释船帆座脉冲星的大故障。
2015-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A highly resistive layer within the crust of X-ray pulsars limits their spin periods
自旋周期大于12秒的X射线星的缺乏提出了一个问题，即演化的高磁场中子星的数量去了哪里。与规范射电望远镜不同，X射线望远镜不受发射机制的物理限制，也不受观测偏差的影响，无法探测到周期较长的源。在这里，我们表明，在中子星的地壳的最里面的一个高电阻层自然限制自旋周期的最大值约为10-20秒。如果内地壳是无定形的，核电荷不均匀，可能是由于核面食相的存在，预计这种高电阻层。我们的研究结果表明，孤立的X射线天体的最大周期可能是无定形内地壳的第一个观测证据，未来的X射线计时任务结合更详细的模型可以进一步限制这些属性。
2013-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Rotation-induced deep crustal heating of millisecond pulsars
中子星的自旋下降，例如由于磁偶极损失，导致恒星物质的压缩，并在地壳中不同核物质之间的相变引起核反应。我们表明，这种机制是有效的加热回收的恒星，其中以前的吸积过程已经压缩地壳，所以它是不是在核平衡。我们计算了相应的发射率，并将其与现有的观测结果相比较，表明它可能解释PSR J 0437 -4715可能的热紫外发射。
2015-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Vortex pinning and dynamics in the neutron star crust
Anderson和Itoh在1975年指出，超流涡旋与中子星外壳之间相互作用的本质是涡旋蠕动的核心，也是故障的原因，这一直是天体物理学中一个长期存在的问题。使用一种定性的新方法，我们遵循的动力学作为超流漩涡移动响应的存在下的“核”（核缺陷的地壳）。产生的运动垂直于力，类似于推动旋转的陀螺的运动。我们表明，原子核排斥在中子星地壳的涡旋，并作为一个函数的涡旋核分离的力的特征。
2016-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR cond-mat.supr-con
