On the nature of the Cygnus X-2 like Z-track sources
基于扩展的低质量X射线双星ADC辐射模型对GX 340 +0、GX 5 -1和CygX-2三个Z轨源的应用结果，提出了类天鹅座X-2 Z轨源的解释。正常支主要由中子星的辐射压力增加所控制，而中子星的辐射压力增加是由软顶点和硬顶点之间的质量吸积率增加所引起的。水平支上的辐射压力继续增加，成为超级爱丁顿的几倍。我们认为，这破坏了内部的吸积盘和吸积流的一部分是转向垂直形成喷流，这是检测到的无线电发射的这部分的Z-轨道。因此，我们认为高辐射压力是喷流发射的必要条件。在耀斑分支上，在恒定质量吸积率下，中子星黑体光度有很大的增加，表明中子星上有额外的能源。我们发现中子星mdot在燃烧开始时单位发射面积的质量吸积率与燃烧变得不稳定的理论临界值之间有很好的一致性。因此，我们建议，在天鹅座X-2类源的耀斑包括不稳定的核燃烧。在所有三个源的千赫兹QPO频率的测量与光谱拟合结果的相关性导致的建议，上kHz QPO是一个振荡总是发生在内吸积盘边缘，其半径增加，由于磁盘的高辐射压力的中子星的中断。
2010-01-12 astro-ph.HE
Progenitor models of the electromagnetic transient associated with the short GRB 130603B
由r-过程元素的放射性衰变提供能量的电磁瞬变，即所谓的kilonova/macronova，是至少包含一颗中子星的致密双星合并可能观测到的结果之一。最近的观测强烈地暗示了电磁瞬变的首次发现，这与短GRB 130603 B有关。我们结合数值相对论模拟和辐射转移模拟的动态喷出物的双中子星和黑洞-中子星合并，探索这一事件的可能的祖先。我们表明，在一个现实的参数范围内的喷出物模型一致再现所观察到的近红外过量。我们还表明，软状态方程模型的双中子星合并和刚性状态方程模型的黑洞-中子星合并有利于重现观测到的光度。
2013-10-06 astro-ph.HE gr-qc
Spectral Investigations of the nature of the Sco X-1 like sources
利用扩展的吸积盘日冕模型，给出了基于Rossi-XTE观测的类Sco X-1 Z轨源Sco X-1、GX 349+2和GX 17+2的光谱研究结果。将所得结果与Cyg X-2、GX 340+0和GX 5-1等类Cyg X-2的结果进行了比较，并提出了Z径迹源的一般模型。在正常分支上，类天蝎座源和类天鹅座源的情况相似，结果表明在软顶和硬顶之间质量吸积率Mdot增加，而不是像标准观点那样在Z附近增加。在类天鹅源中，增加Mdot会导致中子星温度kT从~1 keV增加到~2 keV。在较低的kT，辐射压力是小的，但在较高的kT，发射的中子星的流量是几倍super-Eddington和高辐射压力破坏的内盘发射上正常和水平分支上观察到的相对论喷流。在类SCO源中，主要的物理差异是在Z轨道的所有部分上超过2 keV的高kT，这表明射流总是可能的，即使在耀斑分支上也是如此。类天鹅星源中的燃烧分支与中子星上的能量释放有关，这与不稳定的核燃烧一致。类SCO源非常不同，因为燃烧似乎是不稳定燃烧和Mdot增加的组合，这使得燃烧更强。对所有6个经典Z轨道源的15年或RXTE ASM数据的分析表明，在Sco类源中，耀斑的高速率和强度表明能量的持续释放加热了中子星，导致高kT。Sco X-1观测到的异常小的耀斑支持了这一点。GX 17+2是Cyg型和Sco型之间的过渡型。我们的研究结果不支持的建议，天鹅座或天蝎…
2012-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the environments and progenitors of supernova remnants associated with highly magnetized neutron stars
最近，随着超新星遗迹（SNR）Kes 75中HBP J 1846 -0258的类磁星活动的发现，高磁场磁星（HBP，被认为主要是旋转驱动的）和磁星（通常被认为是由其超强磁场驱动的）之间的区别已经变得模糊。是什么决定了中子星在诞生时的自旋特性，以及它作为类磁星或更经典的脉冲星的表现，目前还不清楚。此外，虽然一些研究表明磁星的祖先非常巨大，但目前对这些物体的祖先没有达成共识。为了解决这些问题，我们通过研究或重新访问它们的安全关联SNR来检查它们的环境。我们的方法是：1）通过对热发射超新星喷出物的X射线光谱研究推断其祖先恒星的质量，2）调查其宿主SNR的物理性质和环境条件。我们在这里强调我们的两个SNR的详细研究：G292.2-0.5与HBP J1119-6127和Kes 73与AXP 1 E 1841-045，并总结了其他（少数）HBP/磁星-SNR协会的当前观点。
2012-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining Progenitors of Observed LMXBs Using CARB Magnetic Braking
提出了一种新的方法来约束低质量X射线双星（LMXBs）的质量传递演化-反向布居合成技术。这是使用详细的1D恒星演化代码MESA（恒星天体物理学实验模块）来完成的，以演化出一个高分辨率的双星系统网格，该网格涵盖了初始施主质量和轨道周期的全面范围。我们使用最近开发的对流和旋转助推（CARB）磁制动计划。CARB磁制动方案是唯一的磁制动处方，能够再现整个样本的充分研究持久的LMXB-那些与他们的质量比，周期和质量传递速率，已被观测确定。使用反向人口合成技术，其中我们遵循任何模拟系统，成功地再现了所观察到的LMXB向后，我们已经约束了可能的祖先，为每个观察到的良好的研究持久的LMXB。我们还确定，如果我们排除天鹅座X-2，银河系中LMXB形成的最小数量是每Gyr 1500个。对于天鹅座X-2来说，最有可能的形成率是9000 LMXB/Gyr。我们所描述的技术可以应用于任何观察到的LMXB具有良好的约束质量比，周期和传质速率。随着即将到来的GAIA DR 3包含有关双星系统的信息，这种技术可以应用于数据发布，以搜索观测到的持久性LMXB的祖先。
2021-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the origin of black hole spin in high-mass black hole binaries: Cygnus X-1
到目前为止，在银河系和其他星系中已经探测到了几个大质量的黑洞双星。对于其中的一些，黑洞的自旋参数进行了估计。由于这些系统中有许多是相当紧密的，因此自旋的来源被认为是由黑洞的祖先与它的双星伴星同步旋转所赋予的角动量。使用天鹅座X-1，最好的研究高质量的黑洞二，我们调查这种可能性。我们发现自旋的这种起源是不可能的，我们的结果指出自旋是坍缩过程的结果。
2010-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Profiles of spectral lines from failed and decelerated winds from neutron stars and black holes
我们计算了从致密天体（黑洞或中子星）流出的谱线的轮廓。我们假设，在短的加速阶段的流量的体积速度增加，然后迅速减少，形成一个失败的风。我们还研究了只减速的风。我们表明，根据相对强度的引力红移线轮廓从这样的风可能有几种类型：扭曲的P-天鹅座（发射和蓝移吸收）; W形（吸收-发射-吸收）和倒置的P-天鹅座（发射-红移吸收）。后一种情况是预期从吸积流的速度是向内的，但是，我们表明，倒P-天鹅座配置文件可以产生失败的风，只要线是在几十个史瓦西半径从紧凑的对象。
2011-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Determining the neutron star surface magnetic field strength of two Z sources
根据盘运动的极端位置，我们推断了Z源GX 17+2和Cyg X-2的中子星表面磁场强度B_0。GX 17+2和CygX-2的B_0值分别为~（1-5）× 10^8G和~（1- 3）× 10^8G}，不亚于毫秒X射线源或环礁源。Z源的NS磁轴可能平行于旋转轴，这可能导致这些源中缺乏脉动。
2013-02-28 astro-ph.HE
Gravitational-Wave Constraints on the Progenitors of Fast Radio Bursts
快速射电暴（FRB）的本质至今仍是个谜。持续时间为毫秒的高能无线电脉冲，FRB被观察到与河外源一致的色散措施。人们提出了各种各样的模型来解释它们的起源。一种流行的理论上的FRB祖先是由中子星和/或黑洞组成的紧凑双星的合并。这种合并事件是强引力波发射器。我们证明了LIGO和Virgo引力波天文台的测量可以用来严重限制FRB二元合并模型的有效性。现有的测量约束的双黑洞率约$5\%$的FRB率，并从先进的LIGO的O 1和O2观测运行的结果可能会对FRB的分数，由于双中子星和中子星-黑洞的祖先类似的强约束。
2016-07-07 astro-ph.HE gr-qc
Discovery of High X-Ray Polarization from the Neutron Star Low-Mass X-Ray Binary Cyg X-2 in the Horizontal Branch
Università degli Studi Roma Tre（罗马三分大学）；NASA Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Turku（图尔库大学）；INAF–Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；INAF–Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所天体物理学与行星科学研究所）
研究通过IXPE和NuSTAR观测发现Cyg X-2在水平分支期间存在高X射线偏振，可能由反射成分和扩散层共同作用或电子散射引起。
2026-01-16 astro-ph.HE
Fast Transitions of X-ray Variability in the Neutron Star Low Mass X-ray Binary Cygnus X-2
通过NICER光谱—计时分析天鹅座X-2的QPO快速转变，研究发现Compton化光深显著下降而吸积盘参数基本不变，支持边界层或扩展层驱动变率。
2025-06-16 astro-ph.HE
Optical and Supersoft X-ray Light Curve Models of Classical Nova V2491 Cygni: A New Clue to the Secondary Maximum
天鹅座V2491（Nova Cygni 2008 No.2）在爆发后40天就被Swift XRT探测到是一个短暂的超软X射线源，这表明它是一颗非常巨大的白矮星（WD），接近于克拉塞卡极限。我们提出了一个统一的模型，近红外，光学和X射线光变曲线的V2491 Cyg，并估计，从我们的最佳拟合模型，WD质量为1.3 \pm 0.02 M_ \sun与假设的化学成分的信封，X=0.20，Y= 0.48，X_{CNO} =0.20，X_{Ne} =0.10，Z = 0.02质量重量。我们强烈建议对喷出物进行详细的成分分析，因为WD物质的一些富集表明WD质量不会像RS Oph那样增加，RS Oph是Ia型超新星祖先的候选者。V2491 Cyg和V1493 Aql、V2362 Cyg一样，在光学光变曲线上有一个特殊的次极大值。引入磁活动作为核燃烧的附加能量源，我们提出了次极大值的物理机制。
2009-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a 760 nm P Cygni line in AT2017gfo: Identification of yttrium in the kilonova photosphere
本文在千新星AT2017gfo光谱中发现约760 nm处此前未识别的P Cygni谱线，并证认其来自Y$^+$的4d$^2$-4d5p跃迁，为抛射物膨胀速率提供了独立约束。
2023-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cross-correlations between soft and hard light curves depending on luminosity in the transient neutron star XTE J1701-462
利用Rossi X射线定时探测器对吸积中的中子星XTE J1701-462的全部观测资料，对其软硬光变曲线的互相关进行了系统的研究。反相关在类Cyg区间出现在硬顶点和上正常分支（NB），在第一和第二类Sco区间出现在水平分支（HB）和/或上NB，在第三类Sco区间出现在上张开分支（FB）。我们认为，反相关可能随光度的变化而变化，因为随着光度的降低，源从类天鹅Z源，经过类天蝎座Z源，演变为环礁源。在类Cyg区间，正相关主要分布在HB上，这与类Cyg Z源GX 5-1和Cyg X-2的HB具有不确定相关和反相关的情况不一致。从光谱分析中发现，从HB到硬顶点，硬发射与软发射的比值基本保持不变，这可能是正相关的结果。此外，我们还将第三个类Sco间隔的光谱与4U 1735-44环礁源的光谱进行了比较，发现它们在色图中沿径迹的光谱演化是相似的，表明在该间隔中XTE J1701-462接近于一个环礁源。硬时间滞后和软时间滞后的检测和它们的可能来源进行了讨论。
2014-03-12 astro-ph.HE
Evolutionary tracks of binary neutron star progenitors across cosmic times
本研究利用星族合成代码 COSMIC 探索双中子星前身演化，确定了三条主要演化轨迹，并发现合并时间延迟分布呈复杂结构，吸积诱导塌缩情景在高红移占主导，对星系化学富集和短伽马射线暴研究具重要意义。
2024-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A neutron star progenitor for FRBs? Insights from polarisation measurements
快速射电暴（FRB）是一种强烈的毫秒级宽带射电瞬变现象，其发射机制尚不清楚。Masui等人最近提出了绿岸望远镜对FRB 110523的观测，显示了线性偏振位置角（PA）的时间变化。这种效应在射电望远镜中很常见，是由于当恒星旋转时，发射区的投影磁场方向发生变化。如果一个中子星是这个FRB的祖先，和发射机制是脉冲星一样，我们表明，祖先是快速旋转，或发射起源于一个复杂的磁场几何形状的区域。所观察到的PA变化也可能是由中子星磁层内的传播效应引起的，或者是由空间变化的磁场引起的，如果祖星位于一个密集的、高度磁化的环境中。虽然我们敦促谨慎概括FRB 110523的结果，更广泛的FRB人口，我们的分析作为一个指南来解释未来的偏振测量FRB，并提出了另一种手段来阐明这些神秘的蜉蝣的起源。
2016-01-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mapping Progenitors of Binary Black Holes and Neutron Stars with Binary Population Synthesis
第一个直接观测到的引力波事件，GW 150914，以两个大质量黑洞的合并为特征，突出了确定这些紧凑的残余双星系统是如何形成的必要性。我们使用二进制人口合成代码COSMIC（紧凑对象合成和蒙特卡罗调查代码）来预测大质量恒星的类型，将显示出显着的径向速度变化，表明一个潜在的紧凑对象（即黑洞或中子星）绕恒星运行。我们“观察”的人口中产生的二进制与类似数量的时代和RV的准确性计划为银河系映射。在这个分析中，我们特别感兴趣的系统，其中一个紧凑的残骸是围绕一个大质量的O或B星，因为这些系统幸存的第一个超新星和中子星踢。我们测试的银河映射观测策略，以区分不同的质量损失和踢处方的能力。我们发现，沃尔夫-拉叶星或热次矮星的双星可以检测（即发光，高三角洲RV最大值），可行的祖先这样的对象，而不同的处方主要影响的来源的数量。
2022-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
NuSTAR view of the Z-type neutron star low-mass X-ray binary Cygnus~X--2
我们报告了2015年1月7日进行的Z型中子星低质量X射线双星天鹅座X-2的\nustar{}观测。在此观察期间，源显示出计数率的突然下降（下降）和$3-79\kev$ X射线光曲线的更强变异性。硬度-强度图表明，尽管在下降期间观察到扩展的\quotes{flaring branch}，但源仍保持在Z轨道的所谓\quotes{normal branch}中。光源处于软光谱状态，$3-45\kev$光度为$L\simeq(0.5-1.1)\times 10^{38}$ erg s $^{-1}$，假设距离为8 kpc。非倾角和倾角X射线光谱都很好地代表了模型，其中软带主要由来自盘的发射，而硬X射线带主要由来自边界层/日冕的康普顿化发射及其从盘的反射发射。的X射线光谱还揭示了一个广泛的Fe K $α$发射线，这是几乎对称的，在较高的流量和不对称的流量减少时，由$\sim 2$的一个因素。相对论反射模型预测的吸积盘的内径为$R_{in}\simeq2.5-6.0\:R_{ISCO}\:(\simeq30-73$ Km）的非倾角状态和$R_{in}\simeq2.0-2.6\:R_{ISCO}\:(\simeq24-32$ Km）的倾角状态。如果内盘由于磁场产生的压力而被截断，这意味着磁极处的磁场强度$\leq7.6\times10^{9}$ G的上限与其他估计一致。
2017-11-10 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
The X-ray spectral evolution of Cyg X-2 in the framework of bulk Comptonization
利用新发展的热加体康普顿化模型comptb研究了中子星LMXB Cyg X-2沿Z轨道的光谱演化。我们选择了一个单一的源，以跟踪在定量的方式的物理参数的模型的演变。我们分析了Cyg X-2的档案宽带BeppoSAX光谱。根据色-色和色-强度图中所描述的Z轨道中的源位置，新提取了五个宽带光谱。我们用两个comptb分量拟合了源的光谱。第一个，与体参数δ =0，占主导地位的整体源宽带光谱和它的起源有关的热上散射（康普顿化）的冷种子光子离开温暖的电子在高不透明环境。我们将这些种子光子的起源归因于照亮位于吸积盘本身和中子星表面之间的外日冕区域（过渡层）的盘的一部分。这个热分量随时间和推断的质量吸积率大致恒定。第二个comptb模型描述了来自内过渡层和中子星表面的较热种子光子的整体康普顿化（热加体，δ> 0）。该成分在颜色-颜色或硬度-强度图中的出现在水平分支中更明显，并且逐渐向正常分支消失，在正常分支中观察到纯黑体光谱。Cyg X-2的光谱演化的研究和解释在系统的最里面的环境条件的变化，导致一个变量的热-体康普顿化效率。
2009-02-02 astro-ph.HE
Discovery of Red-Skewed K_alpha iron line in Cyg X-2 with Suzaku
本文报道了在朱雀观测站对中子星低质量X射线双星天鹅座X-2的观测结果。线条轮廓显示出明显的红色翅膀。这一发现增加了观察到红色倾斜铁线的中子星源的数量，并强烈表明这种现象不仅在黑洞中很常见，而且在其他类型的吸积致密物体中也很常见。我们检查的线轮廓的模型，其属性的生产相对论效应，由于从冷吸积盘的X射线辐射的反射，也作为一个结果的线形成在扩展的风/流出配置。这两种模型都能够充分代表所观察到的线轮廓。我们认为线建模的结果在亚秒级的变化。虽然我们无法最终取消的模型之一，我们发现，风的范式有几个相对论磁盘反射模型的优势。
2009-04-29 astro-ph.HE
Deep searches for X-ray pulsations from Scorpius X-1 and Cygnus X-2 in support of continuous gravitational wave searches
假设低质量X射线双星中的中子星发射连续的引力波，地面天文台可以检测到这种引力波。扭矩平衡模型预测，较高的吸积率产生较大幅度的引力波，因此，低质量的X射线双星与高X射线通量的引力波的搜索是有希望的目标。对X射线脉动的探测将确定这些中子星的自旋频率，从而通过减少搜索参数空间的体积来提高连续引力波搜索的灵敏度。利用\textit{ Rossi X-ray Timing Explorer}正比计数器阵列的X射线数据，对天蝎座X-1和天鹅座X-2两颗低质量X射线双星的脉动进行了半相干搜索。我们没有发现脉动的明确证据，并获得了分数脉冲幅度的上限（在$90\%$置信度下），其中最严格的是天蝎座X-1的$0.034\%$和天鹅座X-2的$0.23\%$。这些上限比Vaughan等人（1994）的上限分别提高了$\sim 8.2$和$\sim 1.6$倍。
2021-05-28 astro-ph.HE
Equation-of-State Constraints on the Neutron-Star Binding Energy and Tests of Binary Formation Scenarios
形成双中子星系统的第二颗超新星预计将发生在由于二元相互作用而被超剥离的祖先中。因此，次级中子星的质量以及超新星后双星的轨道参数将取决于坍缩前核的性质。由于中子星处于强引力状态，它们的结合能在总质能收支中占很大比例。因此，第二颗中子星的结合能可以提供一个独特的视角，来判断它的前身是一个低质量的铁核还是一个氧-氖-镁核。我得到的重子质量和结合能的关系，结合强子状态方程目录以及最近的多信使中子星观测。利用这些关系，我得到了三颗被认为是由超剥离的祖先星形成的中子星的重子质量和结合能的第一个严格约束。有了这些限制，我测试，如果每个中子星是一致的形成从ONeMg核心，经历了电子捕获超新星。从这些测试中，我发现对于三颗中子星中的一颗，这种情况可以排除。因此，中子星的性质和稠密物质状态方程可以帮助区分双星的形成情况。
2021-03-25 astro-ph.HE
Triple Evolution Pathways to Black Hole Low-Mass X-ray Binaries: Insights from V404 Cygni
本研究受V404 Cygni三星系统启发，利用MESA与POSYDON模拟约5万个三星系统，揭示EKL振荡、弱黑洞诞生踢及公共包层如何促成BH-LMXB形成。
2025-02-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common Patterns in the Evolution between the Luminous Neutron Star Low-Mass X-ray Binary Subclasses
X射线瞬变XTE J1701-462是第一个观测到通过所有已知的低磁场中子星低质量X射线双星（NS-LMXB）子类演化的源，这是其质量吸积率发生巨大变化的结果。为了研究在其他NS-LMXB中看到类似演化的程度，我们对Cyg X-2、Cir X-1和GX 13+1的颜色-颜色和硬度-强度图（CD和HID）进行了详细的研究。Cyg X-2、Cir X-1和GX 13+1是三个发光的X射线双星，包含弱磁化的中子星，已知它们的CD/HID轨道表现出强烈的长期变化。使用完整的罗西X射线定时探测器正比计数器阵列数据收集的源在16年的任务期间，我们表明，天鹅X-2和Cir X-1显示CD/HID的演变与XTE J1701-462的密切相似。虽然GX 13+1在某些方面表现出独特的行为，但它也表现出与XTE J1701-462的相似之处，我们得出结论，其整体CD/HID属性强烈表明它应该被归类为Z源，而不是环礁源。我们推测，长期的演化天鹅X-2，Cir X-1，GX 13+1 -说明序列的CD/HID轨道，我们构建-产生的质量吸积率的变化。我们的研究结果加强了以前的建议，在单源Cyg类Z源的行为发生在更高的光度和质量吸积率比斯科类Z行为，并支持的概念，质量吸积率是主要的物理参数区分各种NS-LMXB子类。
2015-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of the progenitors of black hole-neutron star gravitational wave sources
最近发现的可能起源于黑洞（BH）+中子星（NS）并合的引力波（GW）事件揭示了BH+NS双星的存在。通过对孤立双星演化过程中BH+NS双星的形成和合并速率的模拟研究，已经得到了广泛的应用。然而，在文献中缺少关于这一种群形成的详细的恒星演化模型。在这项工作中，我们对30多个BH+NS祖系统进行了第一个完整的1D模型，这些系统是自洽计算的，直到铁核以超过1000 km s^-1的速度坍缩。针对BH-NS GW源的祖先，我们应用MESA代码，从一个具有短轨道周期（< 1天）的后共包络双星开始，该双星由一颗BH和一颗经历稳定质量转移的零年龄主序星组成。这些NS质量可能会显着更大，这取决于超新星爆炸期间的确切质量切割。这些BH+NS系统很可能在哈勃时间内合并并产生GW事件。系统C是类GW 200115事件的潜在祖先，而系统A和B可能是类GW 200105事件的候选者，并可能代表X射线双星SS 433的最终命运。
2023-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
High Mass X-ray Binaries: Progenitors of double neutron star systems
在这篇评论中，我简要地描述了三种大质量X射线双星（HMXB）的性质，通过吸积：（i）Be拱星盘，（ii）超巨星风，（iii）罗氏瓣填充超巨星。在过去的几年里，一个以前未知的拥有超巨星的HMXB人口已经被揭示出来，多波长活动包括高能（INTEGRAL，Swift，XMM，Chandra）和光学/红外（主要是ESO）观测。这个族群被分为遮蔽的超巨星HMXB和超巨星快速X射线瞬变（SFXTs），其特征是短暂而强烈的X射线耀斑。我讨论了这些类型的超巨星HMXB的特点，提出了一个方案，描述这些高能量源的属性，并最终显示如何观察可以约束吸积模型（例如cluerous风，磁离心屏障，瞬态吸积盘等）。因为它们可能是发光蓝变星（LBV）的祖先，也可能是双中子星系统的祖先，与短/硬伽马射线暴有关，所以对这一HMXB种群的形成和演化的了解是至关重要的。
2015-10-26 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
Constraints on Natal Kicks in Galactic Double Neutron Star Systems
自1975年Hulse和Taylor发现第一个双中子星（DNS）系统以来，目前在我们的银河系中有8个已确认的DNS。对于每个系统，测量了两颗中子星的质量、轨道半长轴和偏心率，并且知道了一半系统的自行。使用轨道参数和运动学信息，如果有的话，作为所有系统的约束条件，我们调查的第二个出生的中子星的直接祖质量和它在出生时收到的超新星踢的大小，主要目标是了解导致中子星形成的核心坍缩机制。与以前的研究相比，我们使用了一种新的方法来解决与观测系统的未知径向速度相关的不确定性。PSR B 1534 +12和PSR B 1913 +16的反冲星等分别为150 - 270 km/s和190 - 450 km/s（95%置信度），第二出生中子星的祖星质量分别为1.3 - 3.4 Msun和1.4 - 5.0 Msun（95%置信度）。这表明第二颗出生的中子星是由两个系统中的铁核坍缩超新星形成的。另一方面，PSR J 0737 -3039的反冲星等仅为5 - 120 km/s（95%），第二颗出生的中子星的祖星质量为1.3 - 1.9 Msun（95%）。由于相对较低的祖星质量和反冲星等，PSR J 0737 -3039中第二颗出生的中子星的形成可能与大质量O - Ne - Mg白矮星的电子捕获超新星有关。对于其余5个星系的DNS，反冲震级从几十到几百km/s不等，第二个形成的中子星的祖星质量可以低至~1…
2010-08-13 astro-ph.HE
A peculiar low-luminosity short gamma-ray burst from a double neutron star merger progenitor
双中子星（DNS）并合事件是产生短伽马射线暴（sGRB）和高频引力波（GW）的候选源。2017年8月17日，LIGO-Virgo引力波探测器网络（GW 170817）和NASA { \it Fermi}空间望远镜上的伽马射线监测器（GRB 170817 A）都探测到了这样一个巧合事件。在这里，我们表明，该sGRB的通量和光谱峰值能量落入已知sGRB的分布的较低部分。它的峰值各向同性光度异常低。高于该光度的估计事件率密度至少为$190^{+440}_{-160} {\rm Gpc^{-3} \ yr^{-1}}$，其接近但仍低于DNS合并事件率密度。这一事件可能起源于从大视角观察的结构射流。在{ \it Fermi}档案数据中也有类似的微弱软伽玛暴，其中一小部分可能属于附近的低光度sGRB的新种群。
2018-01-04 astro-ph.HE
Type Ia Supernovae keep memory of their progenitor metallicity
对Ia型超新星多样性的最终理解是利用吸积白矮星的热核爆炸作为宇宙学尺度的最紧迫的问题之一。特别是，我们调查的祖系统金属丰度的物理和化学性质的WD在爆炸时期的影响。我们分析了通过吸积和沸腾阶段的CO WD的演变，通过使用演化模型的基础上随时间变化的对流混合和扩展的核网络，包括最重要的电子捕获，β衰变和URCA过程。我们发现，由于URCA过程和电子捕获，热失控发生的中子过剩和密度比以前声称的要大得多。此外，我们发现，祖金属丰度越高，吸积和沸腾阶段的中子过剩变化就越大，爆炸时的中心密度和对流速度就越高。因此，酝酿阶段作为一个放大器的差异存在于SNe Ia祖细胞。当我们的结果应用到中子过剩估计的第谷和开普勒年轻超新星遗迹，我们得出的祖先的金属丰度应该在Z=0.030-0.032的范围内，接近银河系薄盘的平均金属丰度值。由于在爆炸中产生的${^{56}}$ Ni的量取决于热失控时的中子过剩和中心密度，我们的结果表明，光变曲线特性取决于祖金属丰度。
2017-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Neutrino Light Curves and Spectra for Various Progenitor Stars: From Core Collapse to Proto-neutron Star Cooling
我们提出了一系列新的超新星中微子光变曲线和光谱的数值模拟计算的各种祖星质量（13- 50 Msolar）和金属丰度（Z = 0.02和0.004），这将是有用的广泛的超新星中微子的研究，例如，地下探测器对未来中微子爆发探测的模拟，或对超新星遗迹中微子背景的理论预测。要遵循从崩溃的发病后20秒的核心反弹的演变，我们结合中微子辐射流体动力学模拟的早期阶段和准静态演化计算的中微子扩散的后期阶段的结果，与不同的值的冲击复兴时间作为一个参数，应该取决于仍然未知的爆炸机制。本文描述了计算方法和基本结果，包括对先驱体模型的依赖性和激波恢复时间。中微子数据是公开的电子版。
2013-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Accretion geometry of the neutron star low mass X-ray binary Cyg X-2 from X-ray polarization measurements
本文报道了用IXPE、NICER和INTEGRAL同时观测明亮的中子星低质量X射线双星Cyg X-2的光谱偏振测量结果。与以前的结果相一致，宽带光谱的特点是由一个较低的能量分量，归因于吸积盘与$kT_{\rm in} \approx$ 1 keV，加上不饱和康普顿热等离子体中的温度$kT_{\rm e} = 3$ keV和光学深度$τ\approx 4$，假设板几何。我们测量的偏振度在2-8千电子伏波段$P=1.8 \pm 0.3$的百分比和偏振角$ϕ= 140^{\circ} \pm 4^{\circ}$，与以前的X射线偏振测量OSO-8以及与无线电喷流的方向，这是早期观察到的源。虽然光盘光谱分量的偏振与IXPE数据的约束很差，康普顿化的发射有一个偏振度$P =4.0 \pm 0.7$ %和偏振角对准无线电喷流。我们的研究结果强烈支持在中子星表面的扩散层作为极化信号的主要来源。然而，我们不能排除来自吸积盘反射的重要贡献，如铁荧光线的存在所示。
2022-12-26 astro-ph.HE
Novel Model of an Ultra-stripped Supernova Progenitor of a Double Neutron Star
最近发现的双中子星（DNS）合并和超剥离超新星（SNe）提出了它们的起源和联系的问题。我们提出的第一个一维模型的DNS祖系统计算自洽，直到一个超剥离的铁芯崩溃。我们应用\texttt{MESA}程序从一个由$1.35\;M_\odot$ NS和$3.20\;M_\odot$零年龄主序星组成的后共包络双星开始，通过Case~BB Roche瓣溢出继续模拟，直到坍缩的铁芯的下落速度超过$1000\;{\rm km\,s}^{-1}$。这颗爆炸恒星的总质量为$\sim 1.90\;M_\odot$，由$\sim 0.29\;M_\odot$富氦包层、$\sim 1.61\;M_\odot$的CO核心和$\sim 1.50\;M_\odot$的富铁核心组成。由此产生的第二个出生的NS估计质量为$\sim 1.44\;M_\odot$，我们讨论了后SN系统的命运，以及第一个出生的NS的温和回收。根据初始条件，这一系列系统预计将重现LIGO网络检测到的DNS合并。
2021-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of Neutrino-Driven Core-Collapse Supernovae from Low-Mass Single and Binary Star Progenitors
我们提出了一套7个三维超新星模拟的非旋转低质量的祖使用多群中微子输运。我们的模拟涵盖了单星祖先与零年龄的主序质量之间的$9.6 M_\odot$和$12.5 M_\odot$和（超）剥离信封的祖先与初始氦核心质量之间的$2.8 M_\odot$和$3.5 M_\odot$。我们发现爆炸能量在$0.1\,\mathrm{Bethe}$和$0.4\,\mathrm{Bethe}$之间，在模拟结束时仍在上升。虽然能量低于典型事件，但我们的模型与低质量祖细胞能量较低的爆炸的观测结果是相容的。在我们的六个模型中，质量流出率已经超过了原中子星的吸积率，致密残骸的质量和角动量已经接近它们的最终值，排除了以后回落的可能性。虽然原中子星仍然被不对称喷出物的引力牵引加速，但可以外推加速以获得最终反冲速度的估计。我们得到了在$1.22 M_\odot$和$1.44 M_\odot$之间的引力中子星质量，在$11\, \mathrm{km}\, \mathrm{s}^{-1}$和$695\, \mathrm{km}\, \mathrm{s}^{-1}$之间的反冲速度，以及从$20\, \mathrm{ms}$到$2.7\,\mathrm{s}$的自旋周期，这表明在中微子驱动的范例中可以自然地获得典型的中子星诞生特性。我们发现爆炸能量和反冲速度之间存在松散的相关性。没有迹象表明自旋反冲对齐，但反冲速度和中子…
2018-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapidly rotating neutron star progenitors
旋转的原中子星可能是现今和未来的干涉探测器寻找的重要引力波源。伊姆申尼克证明，在极端情况下，坍缩恒星核心的快速旋转可能导致裂变和形成二元原中子星，随后由于引力波发射而合并。在本文中，我们表明，这种动态不稳定的崩溃恒星核心可能是前合并过程中的两个恒星核心在一个共同的信封的产品。我们应用人口合成计算，以评估预期的比例，这种快速旋转的恒星核心，可能会导致裂变和形成一对原中子星。我们已经使用了BSE人口合成的代码补充了一个新的治疗过程中通过有效的核心-包络耦合，其特征在于耦合时间，$τ_c$的恒星核心旋转。这种方法的有效性检查的直接MESA计算的旋转15 $M_\odot$星的演变。通过比较Popov和Turolla报道的年轻中子星自旋分布的计算值和观测值，我们推断出$τ_c \simeq 5 \times 10^5$年的值。我们表明，合并的恒星核心在共同的信封可以导致崩溃的动力学不稳定的原中子星，其形成率是总核心崩溃的$\sim 0.1-1\%$，取决于共同的信封效率。
2016-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Sub-Solar Metallicity Progenitor for Cassiopeia A, the remnant of a Type IIb Supernova
我们首次报道了在IIb型超新星（SN IIb）遗迹仙后座A中探测到Mn-K $α$线。锰（$^{55}$ Mn，在$^{55}$ Co衰变后）是一种富中子元素，与铬（$^{52}$ Cr，在$^{52}$ Fe衰变后）一起主要在爆炸性不完全Si燃烧状态下合成。因此，Mn/Cr质量比及其中子过剩反映了爆炸过程中相关燃烧层的中子化。钱德拉对仙后座A的存档X射线数据表明，Mn/Cr质量比很低，其值在0.10- 0.66的范围内，与一维SN爆炸模型相比，这要求在不完全Si燃烧层处的电子分数为0.4990 $\lesssim Y_{\rm e} \lesssim$ 0.5。假设太阳金属丰度祖先具有典型爆炸能量（$1 \times 10^{51}$ erg）的爆炸模型无法重现如此高的电子分数。在这样的模型中，爆炸Si燃烧制度只延伸到Si/O层建立在祖的流体静力学演化;在Si/O层的$Y_e$低于我们的观测约束所需的值。我们可以满足所观察到的Mn/Cr的质量比，如果爆炸硅燃烧制度延伸到O/Ne流体静力层，其中具有较高的$Y_{\rm e}$。这将需要仙后座A的太阳下金属丰度祖先（$Z \lesssim 0.5Z_{\odot}$）的高能（$> 2 \times 10^{51}$ erg）和/或不对称爆炸。低的初始金属丰度可以用来排除单星祖先的可能性，剩下的可能性是有一个紧凑的伴星（白矮星，中子星…
2020-03-20 astro-ph.HE
Long-term Simulations of Multi-Dimensional Core-collapse Supernovae: Implications for Neutron Star Kicks
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星演化的最后阶段，标志着中子星（NS）的诞生。非球面质量喷射驱动形成NS的出生踢。在这项工作中，我们基于长期流体动力学CCSN模拟研究了NS井涌的特性。我们进行二维（2D）模拟10个祖先从10.8到20 $\, M_{\odot}$星覆盖范围广泛的祖先的紧凑性参数，和两个三维（3D）模拟11.2 $\, M_{\odot}$星。我们的二维模型呈现了各种爆炸能量之间的$\sim 1.3 \times 10^{50}$ erg和$\sim 1.2 \times 10^{51}$ erg，和NS踢速度之间的$\sim 100$ km s $^{-1}$和$\sim 1500$ km s $^{-1}$。对于二维爆炸模型，我们发现冲击波的速度随着前驱体的致密性而增大。这是因为原中子星（PNS）的高致密性导致了高中微子光度，从而导致了更高能量的爆炸。由于高紧凑性的祖细胞产生大量的PNS，我们指出，NS质量和反冲速度可以相关，这是适度的观测支持。比较11.2 $\, M_{\odot}$星的2D和3D模型，如前所述，3D中的诊断爆炸能量高于2D中的诊断爆炸能量，而3D模型导致喷出物分布的不对称性小于2D中的不对称性，并且反冲速度小于2D中的。我们的研究结果证实了自洽CCSN建模的重要性，涵盖了长期的反弹后的演变在3D的定量预测的NS踢。
2019-08-05 astro-ph.HE
Forward Modeling of Double Neutron Stars: Insights from Highly-Offset Short Gamma-Ray Bursts
本文详细分析了两个局部性好、高偏移距的短伽马射线暴--GRB~070809和GRB~090515-研究了它们的祖先从致密天体形成到合并的运动学演化。校准到他们最可能的宿主星系的观测，我们构建半解析星系模型，占恒星形成的历史和星系的增长随着时间的推移。我们对详细的运动学演化与紧凑的二进制人口建模，以推断可行的后超新星速度和螺旋时间。通过填充二进制示踪剂根据恒星形成的历史的主机和运动学发展的超新星后的轨迹，通过随时间变化的银河系的潜力，我们发现，系统相匹配的观测到的偏移量的爆发需要后超新星的系统速度每秒数百公里。在忽略恒星质量-晕质量关系的不确定性后，我们发现GRB~070809和GRB~090515祖星系统中的第二颗中子星分别在78%和91%的可信水平上受到了$\gtrsim 200~\mathrm{km\,s}^{-1}$的出生踢。将我们的分析应用于局部短伽马射线暴的完整目录，将提供对其祖先的独特约束，并有助于解开观察相对于其宿主高度偏移的瞬变所固有的选择效应。
2020-11-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Landscape of the Neutrino Mechanism of Core-Collapse Supernovae: Neutron Star and Black Hole Mass Functions, Explosion Energies and Nickel Yields
如果在大质量恒星核心坍缩期间形成的原中子星的中微子光度超过临界阈值，就会产生超新星（SN）。利用球形准静态演化序列，研究了爆炸阈值如何映射到观测量上，包括爆炸成功率、中子星（NS）和黑洞（BH）的质量函数、爆炸能量（E_SN）和镍产额（M_Ni），以及它们之间的相互关系.成功的爆炸与失败以复杂的模式交织在一起，这种模式不仅仅与最初的祖先质量或紧凑性有关。我们预测，初始质量为15 +/-1，19 +/-1和21-26 M_Sun的母星最有可能形成BH，BH的形成概率在太阳金属丰度下为非零，在低金属丰度下显著增加，低光度、低Ni产额的SNe来自靠近成功/失败界面的母星。我们定性地再现了观测到的E_SN-M_Ni相关性，预测了NS质量分布和E_SN分布的平均值和宽度之间的相关性，以及NS质量分布和BH质量分布的平均值之间的相关性。我们发现，观测到的平均NS质量约为1.33 M_Sun意味着成功的爆炸分数高于0.35。总之，我们表明，中微子机制可以在原则上解释所观察到的SNe及其紧凑的对象的属性。我们认为，祖细胞和结果的崎岖景观的任务，SN理论应该专注于复制广泛的分布观察SN属性。
2015-01-05 astro-ph.HE
Population synthesis of Thorne-Żytkow objects: Rejuvenated donors and unexplored progenitors in the common envelope formation channel
本文利用 COMPAS 种群合成研究大质量恒星与中子星公共包层演化形成 Thorne-Żytkow 天体的前身性质，发现约 92% 前身经历过物质转移并 rejuvenated，并估计银河系现存约 5±1 个 TŻO。
2024-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Simulations from a 3D Progenitor Model -- Impact of Perturbations and Evolution of Explosion Properties
我们研究了对流壳燃烧的大尺度扰动对核心坍缩超新星爆炸机制的影响，使用三维（3D）多群中微子流体动力学模拟的18太阳质量的祖。从最近的一个O壳燃烧的3D模型中获得的O壳中的种子非球面性，有助于在反弹后330 ms触发中微子驱动的爆炸，而在基于球对称祖先的模型中，冲击波至少在另外300 ms内不会复活。我们初步推断，由于预坍缩扰动的冲击波复兴的临界光度减少约20%。这表明对流种子扰动在某些祖细胞的爆炸机制中起着重要的作用。我们跟踪了18太阳质量模型进入爆发阶段超过2s的演化过程，发现在这个阶段吸积和物质抛射的循环仍然在进行。初步的诊断爆炸能量值为0.77贝特，重子中子星的质量为1.85太阳质量，中子星的反冲速度约为600 km/s，模拟结束时中子星的自旋周期约为20 ms，爆炸和残余物的性质略有不典型，但仍然在观测到的分布范围内。虽然仍然需要更精细的模拟和更大规模的祖先调查，但这表明在观测范围内解决冲击波复兴和爆炸能量问题的方法是可以实现的中微子驱动的3D爆炸。
2017-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-Mass X-ray Binaries: progenitors of double compact objects
本文综述了大质量X射线双星的形成和演化。在包含中子星的HMXB系统中，只有那些轨道周期超过一年的系统才能在HMXB阶段之后的公共包络演化中幸存下来。这些系统可能产生具有偏心轨道的近距离双中子星。包含黑洞的HMXB不一定会演化成CE相。具有相对短轨道周期的系统将通过稳定的罗氏瓣溢出演化为包含黑洞的短周期沃尔夫-拉叶（WR）X射线双星。另外两种方式形成WR X射线双星与黑洞被确定：CE演化的宽HMXB和非常接近的系统的均匀演化。在这三种情况下，WR X射线双星的最终产物将是双黑洞或黑洞中子星双星。
2019-01-25 astro-ph.HE
Core-Collapse supernovae and its progenitors
无法维持引力坍缩的大质量恒星，在核燃烧阶段结束时，变成核心坍缩超新星，留下致密的物体，如中子星或黑洞。像质量和金属丰度的祖属性主要决定爆炸参数和紧凑的残留物的类型。在本文中，我们总结了ARIES和其他印度天文台严格观测到的三种核心塌陷类型IIP SNe 2012 aw、2013 ab和2013 ej的观测研究，并讨论了它们的起源和爆炸性质。
2016-03-08 astro-ph.HE
On the Optical -- X-ray correlation from outburst to quiescence in Low Mass X-ray Binaries: the representative cases of V404 Cyg and Cen X-4
低质量X射线双星（LMXB）的证据表明，全球相关的争论起源之间的X射线和光学光度。我们首次研究了两个瞬态LMXB，黑洞V404 Cyg和中子星Cen X-4，超过6个数量级的X射线光度，从爆发到平静的相关性。在减去伴星的贡献后，Cen X-4的数据可以用$L_{opt}\propto\,L_{X}^{0.44}$形式的单一幂律相关来描述，这与磁盘后处理一致。我们发现一个类似的相关斜率V404 Cyg在静止（0.46）和陡峭的一个（0.56）在1989年的爆发硬态。然而，在给定的$3-9$ keV X射线光度下，与Cen X-4相比，V404 Cyg的光学亮度约为$160-280$倍。这个比率在静止时小10倍，其中V404 Cyg相关性的归一化也改变。我们表明，一旦热X射线发射被认为是和V404 Cyg和Cen X-4之间的已知的主要差异被考虑在内（一个更大的紧凑的对象质量，吸积盘的大小，并存在一个强喷流的贡献，在硬态的黑洞系统），这两个系统位于相同的相关性。在V404 Cyg中，在硬态期间，喷流在光红外频率处占主导地位，但在静止时的贡献可以忽略不计，这可以解释其相关斜率和归一化的变化。这些结果提供了一个基准，可以与2015年V404 Cyg爆发的数据进行比较，也可能与其他瞬时LMXB进行比较。
2016-04-27 astro-ph.HE
Precision Ephemerides For Gravitational Wave Searches: II. Cyg X-2
低质量X射线双星中的吸积中子星是高频持续引力波源的候选者。在这十年内，这些可能会被下一代干涉仪如Advanced LIGO/VIRGO探测到。然而，搜索灵敏度预计将主要由二进制系统参数的不确定性限制。我们结合新的光谱学的天鹅座X-2获得的利物浦望远镜（LT）与现有的历史径向速度数据，这给我们改进的轨道参数的不确定性的基础上，44年的基线。轨道周期精度提高了2.6倍，次合T_0历元精度提高了2倍。更新后的轨道参数意味着质量函数为0.65 +/- 0.01 M_sun，导致初始质量（M_1）为1.67 +/- 0.22 M_sun（i=62.5 +/- 4 deg）。此外，我们估计可能的轨道参数精度通过预期的先进LIGO和VIRGO探测器观测周期，并通过所需的模板数量量化相应的灵敏度提高。
2016-04-12 astro-ph.HE
Progenitor neutron stars of the lightest and heaviest millisecond pulsars
最近对两颗毫秒双星PSR J 1614 -2230和PSR J 0751 +1807的质量测量结果分别为M=1.97+/-0.04 Msun和M= 1.26 +/-0.14 Msun，表明这类天体的质量范围很广，而且可能也是核塌缩超新星中诞生的中子星的质量范围很广。从零年龄主序双星阶段出发，考虑PSR J1614-2230和PSR J 0751 +1807形成前演化阶段的差异，推断它们的出生质量。利用双星演化的模拟，我们重建了导致PSR J1614-2230和PSR J 0751 +1807形成的演化轨迹。我们详细分析了中/低质量X射线双星中由于物质吸积而导致的自旋演化。我们考虑两个状态方程的致密物质，一个纯核子物质和其他一个包括高密度软化由于超子的出现。利用广义相对论中的定常和轴对称恒星组态，以及最近提出的磁矩模型和观测激发的磁场衰减定律。中子星PSR J 0751 +1807和PSR J1614-2230的估计出生质量分别可能低至1.0 Msun和高达1.9 Msun。这些值弱依赖于状态方程和假设的磁场模型及其吸积引起的衰减。再生中子星的前身中子星的质量跨度很大，从1.0 Msun到1.9 Msun。包括可能与PSR J 0751 +1807相关的缓慢Roche叶分离阶段的影响，将使质量下限更低。一个关于核心坍缩超新星的现实理论应该可以解释这个大范围的质量。
2015-12-31 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutron star kicks by the gravitational tug-boat mechanism in asymmetric supernova explosions: progenitor and explosion dependence
超新星爆发早期的不对称物质抛射可以使新生的中子星产生反冲速度。对于中微子驱动的爆炸NS加速被证明主要是由各向异性驱逐内喷出物的引力吸引，而流体动力学的贡献在次主导的水平上，和不对称中微子发射只起次要作用。二维和三维流体动力学模拟表明，这种引力拖船机制可以解释观测到的年轻NS的空间速度高达1000 km/s以上。在这里，我们讨论了如何NS踢取决于能量，喷出物的质量，和不对称的SN爆炸，和哪种作用的紧凑性的预塌缩恒星核心起到的动量转移到NS。我们还提供了简单的解析表达式NS速度在这些数量。参考文献中的流体动力学模拟的结果，我们认为，为什么在讨论的情况下NS加速，电子捕获SNe，低质量铁核SNe和超剥离SNe可以预期有相当低的内在NS踢比核心崩溃SNe的大规模恒星核心。我们的基本论点仍然有效，如果祖星拥有大规模的不对称性，在其对流硅和氧燃烧层。可能的情况下，自旋踢对齐勾勒。我们的大部分讨论仍然是在概念和定性的水平上，需要更多的工作，在数值模拟方面，以确定所涉及的参数，其处方的依赖性将需要配方，可用于更好地描述NS踢在二进制进化和人口合成研究。
2017-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Simple Approach to the Supernova Progenitor-Explosion Connection
我们提出了一种新的方法来了解景观超新星爆炸能量，喷射镍质量，和中子星出生质量。与其他最近的参数方法相比，我们的模型预测的中微子驱动的爆炸的基础上的崩溃前的恒星结构，而不需要流体动力学模拟的属性。该模型是基于物理动机的标度律和简单的微分方程描述的冲击波传播，收缩的中子星，中微子的排放，加热条件，和爆炸能量。使用模型参数兼容的多维模拟和成千上万的超新星祖先的细网格，我们得到一个杂色景观的中子星和黑洞形成类似于其他参数化的方法，并找到良好的协议与半经验措施的“爆炸性”的大质量恒星。我们预测的爆炸性能在很大程度上符合镍质量和爆炸能量之间的相关性。考虑到在爆炸阶段流出和下降流的共存，我们自然地得到爆炸能量和喷出物质量之间的正相关关系。这些相关性是相对稳健的参数变化，但我们的研究结果表明，有相当大的余地，在参数模型，以扩大或缩小黑洞和中子星形成的质量范围，并扩大或缩小爆炸能量。我们的模型目前仅限于一个全有或全无的处理回退，模型预测和观测约束之间仍然存在一些微小的差异。
2016-05-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The demographics of neutron star - white dwarf mergers: rates, delay-time distributions and progenitors
中子星（NS）和白矮星（WD）的合并可能会引起爆炸性瞬变，这可能通过当前和未来的瞬变调查来观察。然而，这类事件的预期属性和分布并不清楚。在这里，我们描述了这些事件的发生率，它们的延迟时间分布，它们的祖先和它们的属性的分布。我们使用二进制人口合成模型，并考虑了广泛的初始条件和物理过程。特别是，我们考虑不同的共同包络演化模型和不同的NS natal踢分布。我们提供了详细的预测所考虑的每个模型。我们发现，绝大多数NS-WD合并发生在传质起重要作用的系统中，并且WD先于NS形成。对于大多数合并的WD具有碳-氧成分（60-80%），其余大部分是氧-氖WD。NS-WD合并的比率是Ia型超新星（SNe）比率的3-15%。它们的延迟时间分布与Ia型SNe非常相似，但稍微偏向于更早的时间。它们通常在年轻的0.1- 1Gyrs环境中爆炸，但有一个延伸到长Gyrs时间尺度的尾部分布。包括重大井涌的模型导致相对较宽的偏移分布，可达数百kpc。NS-WD合并的人口统计和物理性质表明，它们可能是特殊的类Ic型SNe，大多在晚型星系中爆炸。它们的整体性质可能与最近观察到的一类快速发展的SNe有关，而它们不太可能与富含Ca的SNe有关。
2018-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
New Evidence for a Black Hole in the Compact Binary Cygnus X-3
被称为天鹅座X-3的明亮且高度可变的X射线和射电源是最早发现的X射线源之一，但它在许多方面仍然是一个谜。已知它由一个巨大的沃尔夫-拉叶主星和一个紧凑的物体组成，它们在一个非常紧的轨道上。然而，最基本的参数之一--致密物体的质量--仍然未知。甚至不清楚它是中子星还是黑洞。在本文中，我们提出了我们的分析的宽带高能连续体涵盖了相当大的范围内的光度和光谱形态。我们将这些结果应用到最近确定的标度关系，该关系已被证明可以提供可靠的估计，在一些吸积动力双星的紧凑的物体质量。这一分析使我们得出结论，天鹅座X-3中的致密物体的质量大于$4.2M_\odot$，因此清楚地表明存在黑洞，并因此解决了一个长期存在的问题。在我们的分析和使用一系列最近发表的距离估计的不确定性的全部范围限制紧凑的对象质量之间的$4.2M_\odot$和$14.4M_\odot$。基于9.0千秒差距的距离估计，我们最喜欢的估计是$\sim 10 M_\odot$，误差范围为3.2个太阳质量。因此，这一结果可能会对紧凑双星的共享包络演化模型提出挑战，并将天鹅座X-3确定为第一个确认的吸积动力星系伽马射线源。
2010-05-28 astro-ph.HE
The progenitors of compact-object binaries: impact of metallicity, common envelope and natal kicks
LIGO-Virgo合作（LVC）已经报道了六个引力波事件，其中五个与黑洞双星（BHB）合并有关，一个与双中子星（DNS）合并有关，而黑洞-中子星（BHNS）双星的合并仍然缺失。我们调查的祖先的双重紧凑的对象二进制与我们的人口合成代码MOBSE。MOBSE包括恒星风造成的质量损失的高级处方（取决于金属丰度和爱丁顿比），以及核心坍缩、电子俘获和（脉动）对不稳定超新星的形式主义。我们研究了祖先的金属丰度，共同包络参数$α$和出生踢的DNSs，BHNSs和BHBs的属性的影响。我们发现，中子星（NS）的质量范围从1.1到2.0 M $_\odot$，与轻NS的偏好，而在合并BHNS NS的NS大多有大的质量（$1.3-2.0$ M $_\odot$）。合并BHN中的BH优先为低质量（$5-15$ M $_\odot$）。合并BHB中的BH质量强烈依赖于祖细胞的金属性，并且从$\sim{}5$跨越到$\sim{}45$ M $_\odot$。从我们的模拟中得出的BHNS和BHB的本地合并率密度与LVC在我们所有的模拟中报告的值是一致的。与此相反，本地合并率密度的DNS匹配的值推断出的LVC只有当低出生踢假定。这一结果为本征踢和DNS形成的复杂谜题增添了另一个部分。
2019-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The black hole low mass X-ray binary V404 Cygni is part of a wide hierarchical triple, and formed without a kick
发现V404 Cygni属于宽分层三合星系统，第三伴星距离至少3500 AU，表明黑洞形成时踢动低于5 km/s，并支持三合星结构下的低质量X射线双星演化模型。
2024-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetized massive stars as magnetar progenitors
磁星上超强磁场的起源是现代天体物理学中的一个谜。在自引力作用下的准球对称的自相似广义多变磁流体理论框架下，模拟了具有高表面磁场的大质量祖星的核坍缩动力学。通过对原始恒星表面质量密度、温度、磁场和风质量损失率等物理参数的详细描述，并考虑到反弹激波穿透恒星内部和包层的影响，我们发现在原始恒星中心留下了一个致密天体（即中子星），其半径为$\sim 10^6$ cm，质量范围为$\sim 1-3$太阳质量。此外，我们发现，这种紧凑的对象的表面磁场可以是$\sim 10^{14}-10^{15}$ G，与推断的磁星，其中包括软伽玛射线中继器（SGR）和异常X射线中继器（AXP）的一致。磁场增强因子与自相似标度指数$n$密切相关，它也决定了大质量母体的初始密度分布。基于引力核坍缩和反弹激波的磁流体动力学演化，我们提出磁化大质量恒星是磁星的祖先。我们的物理机制，这并不一定需要一个快速旋转的中子星内的特设发电机放大，有利于“化石场”的情况下形成磁星的强磁化核心崩溃内大规模的祖星。由于大质量祖星表面磁场强度的范围，我们的方案允许从恒星到磁星的连续磁场强度。
2009-02-18 astro-ph.HE
