The cooling of the Central Compact Object in Cas A from 2006 to 2020
本文报道了用ACIS仪器在子阵模式下对仙后座A超新星遗迹中心致密天体（CCO）的六次Chandra观测（四个历元）的研究。此模式最大限度地减少频谱失真的仪器效应，如堆积。数据采集时间跨度约为14年。如果假设这个最年轻的已知CCO为非磁性碳大气，那么对于恒定或变化的吸收氢柱密度，温度变化被约束为$\dot{T}=-2900\pm 600$ K yr $^{-1}$或$\dot{T}=-4500\pm 800 $ K yr $^{-1}$（$1σ$不确定性）。这些值分别对应于每10年$-1.5 \pm 0.3$ %和每10年$-2.3 \pm 0.4$ %的冷却速率。我们讨论了一个明显的增加，在过去的五年中的冷却速率和推断的吸收氢柱密度之间的时代的变化。综合考虑，这些变化可能表明系统性影响，例如，ACIS过滤器污染增加的不完美校准。
2022-05-13 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
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
Pulsed radio emission from a Central Compact Object
Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理与超级计算中心）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新Cornerstone科学实验室）；School of Arts and Sciences, Qingdao Binhai University（青岛滨海学院文理学院）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文观测站）；Department of Physics and Astronomy, Haverford College（哈弗福德学院物理与天文学系）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Department of Physics, CCIS 4-183, University of Alberta（阿尔伯塔大学物理系）
研究发现年轻致密天体1E 1207.4-5209实为弱无线电脉星，其无线电束方向证实其无线电弱性，暗示许多超新星残骸缺乏可探测的无线电脉星，可能隐藏着年轻缓慢旋转的中子星群体。
2026-04-27 astro-ph.HE
The Proper Motion of the Central Compact Object RX J0822-4300 in the Supernova Remnant Puppis A, Revisited
我们提出了一个改进的自行测量的中心紧凑对象RX J 0822 -4300，位于超新星遗迹船尾座A。通过使用钱德拉X射线天文台上的高分辨率相机于2019年2月拍摄的新数据集，我们将分析的可用时间基线增加了约一倍，略高于19年（7000天）。我们纠正天体测量的不准确性钱德拉使用校准星与已知的光学位置，在所有的观测。因此，我们得到的RX J 0822 -4300的绝对位置精确到$0.1^{\prime\prime}$周围，并从这些一个新的最佳估计其总自行$μ_{\rm tot}= (80.4 \pm 7.7)\,\rm{mas\,yr}^{-1}$。对于2 kpc的剩余距离，这对应于位置角为$ϕ_0 = (247.8 \pm 4.4)^{\circ}$时的预计反冲速度为$(763 \pm 73)\, \rm{km\,s}^{-1}$。本文利用RXJ 0822 -4300自行测量值讨论了船尾座A的运动学年龄。
2020-06-29 astro-ph.HE
A Central Compact Object in Kes 79: The hypercritical regime and neutrino expectation
我们提出了一个强吸积到磁化原中子星的Kesteven 79（Kes 79）方案的磁流体动力学模拟。超新星遗迹Kes 79，用钱德拉ACIS-I仪器观测了大约8.3小时，位于天鹰座，距离银道面7.1千秒差距。这是一个银河系和一个非常年轻的对象，估计年龄为6 kyr。钱德拉的图像首次揭示了遗迹中心的点状源。Kes 79致密残骸属于一类特殊的天体，即所谓的中央致密天体，它没有证据表明周围有脉冲星风星云。在这项工作中，我们表明，淹没的磁场在超临界阶段可以解释这种行为的Kes 79和其他CCO。这种制度的模拟进行了自适应网格细化程序FLASH在两个空间维度，包括中微子的辐射损失和适当的状态方程，这样的制度。根据模拟结果，我们估计在超级神冈实验中预期的热中微子数量为733 $\pm$ 364。此外，我们计算了地球上的祖先模型的风味比。
2016-07-20 astro-ph.HE
On the origin of the strong internal magnetic fields of central compact objects
Istanbul Technical University（伊斯坦布尔理工大学）
研究探讨了中心致密天体强内部磁场的起源，指出其偶极磁场可能继承自前身核心，并通过Ω效应在原中子星阶段生成强扭绳磁场。
2026-03-22 astro-ph.HE
Constraining the Evolutionary Fate of Central Compact Objects: "Old" Radio Pulsars in Supernova Remnants
中心致密天体（CCO）是由射电宁静、自转缓慢（$\ge$ 100 ms）的年轻中子星组成的，它们具有极高的热X射线光度。它们的自旋下降特性意味着弱偶极磁场（$\sim$ $10^{10-11}$ G）和特征年龄远大于其宿主超新星遗迹（SNR）的年龄。然而，CCO可能拥有强大的“隐藏”内部磁场，可能在$\gtrsim$ 10 kyr的时间尺度上重新出现，中子星可能在这个过程中作为射电脉冲星激活。这表明，CCO的直系后代可能伪装成缓慢旋转的“旧”无线电信标。我们提出了一个X射线调查的所有普通的射电星在6千秒差距内，是位置一致的银河系的SNR，以测试之间的可能联系，所谓的老，但可能非常年轻的射电星，和SNR。这些目标都没有表现出异常高的热X射线光度，这表明它们是与叠加的SNR无关的真正的老的普通恒星。这意味着CCO要么是潜在的无线电干扰，在它们的SNR消失后很久才激活，要么它们保持永久的无线电静默。CCO的真正后代仍然逍遥法外。
2014-08-19 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
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
Measuring the Non-Axially-Symmetric Surface Temperature Distribution of the Central Compact Object in Puppis A
中心致密天体（CCO）的表面温度分布是其地壳磁场强度和几何形状的有力探测器。在这里，我们模拟的表面温度分布RX J 0822 $-$ 4300，CCO在船尾座A超新星遗迹（SNR），使用$471$ ks的XMM-牛顿数据。我们计算了16个能带的能量依赖脉冲轮廓，完全包括引力红移和光弯曲的广义相对论效应，以精确地模拟不同温度和面积的两个加热表面区域，除了约束观察几何。这导致两个温度的精确测量：$kT_{\rm warm} = (1+z) \times 0.222_{-0.019}^{+0.018}$ keV和$kT_{\rm hot} = (1+z) \times 0.411\pm0.011$ keV。这是第一次，我们能够测量一个纯粹的对映热点几何形状的偏差，最小值$1.\!^{\circ}1 \pm 0.\!^{\circ}2$，和最可能的几何形状之间的期望值$9.\!^{\circ}35 \pm 0.\!^{\circ}17$。这种不对称性的发现，以及两个发射区域之间的$\approx2$温度差的因素，可能表明RX J 0822 $-$ 4300出生时具有强大的、缠结的地壳磁场。
2021-12-23 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
The First Glitch in a Central Compact Object Pulsar: 1E 1207.4-5209
自2000年作为脉冲星被发现以来，超新星遗迹PKS 1209-51/52中的中央致密天体（CCO）1 E 1207.4-5209一直是一个稳定的0.424 s旋转体，具有极小的自旋下降率和弱（Bs ~ 9 E 10 G）的表面偶极磁场。在2016年，我们观察到1 E 1207.4-5209的至少Delta f/f =（2.8+/-0.4）E-9的故障，这是一般脉冲星群体的典型大小。然而，毛刺活动与自旋下降速率fdot密切相关，并且fdot小到1 E 1207.4-5209的振荡器从未出现毛刺。与普通雷达的小故障不同，fdot也可能大幅增加。1 E 1207.4-5209的热X射线光谱具有测量表面磁场强度的独特回旋吸收线，在故障后没有显示出任何可测量的变化，这排除了偶极场的重大破坏是故障的原因或结果。一个关于CCO起源和演化的主要理论，包括超新星喷出物的回落迅速掩埋了磁场，可能解释了这个故障。
2018-09-12 astro-ph.HE
Evidence for a binary origin of a central compact object
中心致密天体（CCO）被认为是年轻的热发射孤立的中子星，它们是在之前的核心坍缩超新星爆炸中诞生的。在这里，我们提出的证据表明，至少在一种情况下，CCO可能已经形成在一个二元系统。我们发现，高度红化的光源IRAS~17287 $-$ 3443，位于$25^{\prime \prime}$远离CCO候选人XMMUJ 173203.3 $-$ 344518和分类以前作为一个后渐近巨星分支星，确实是由尘埃壳包围。这个壳层被中心恒星加热到$\sim90$ \，K的温度，并在8-160\，$μ$ m波段观察到扩展的红外辐射。尘埃温度在CCO附近也会升高，这意味着它可能位于壳内。我们估计总尘埃质量为$\sim0.4-1.5\,M_\odot$，这大大超过了正常恒星的预期尘埃产量，因此可能是从超新星喷出物凝聚而成的。考虑到超新星遗迹的年龄和光学恒星的活跃质量损失阶段的持续时间都比任何一个物体的总寿命短得多，超新星和伴星的活跃质量损失阶段的开始可能几乎同时发生。如果这两个物体的演化是相互关联的，这是最容易解释的。因此，我们得出结论，这两颗恒星可能是被超新星破坏的同一个双星系统的成员。
2016-03-07 astro-ph.HE
Could a slow stable hybrid star explain the central compact object in HESS~J1731-347?
本研究通过构建不依赖模型的混合物态方程，提出超新星遗迹HESS J1731-347中的低质量超致密天体可能是慢速稳定的混合星，且该结论符合多类现代天文观测约束。
2024-08-19 astro-ph.HE
Evolution of a buried magnetic field in the central compact object neutron stars
中心致密天体是超新星遗迹中心附近新出现的一类年轻中子星。根据X射线定时和光谱测量，它们的磁场被确定为~ 10^10-10^11 G，这明显低于大多数彗星上的磁场。利用最新的电导率和热导率计算，我们求解感应方程来确定埋藏的地壳或地核磁场的演化。我们应用这个模型的一个掩埋场来解释青年和低观测到的磁场的中心紧凑的对象。我们得到的限制，他们的诞生磁场和淹没深度（或吸积质量）。对观测到的磁场强度变化的测量将区分地壳和地核磁场，并可得出唯一的出生磁场和沉没深度。如果我们把中心致密天体看作是一颗在不同时期观测到的中子星，那么我们将诞生时的磁场限制为~（6-9）x10 ^11 G。一个掩埋的磁场也可以解释他们的位置在一个人口不足的区域的自旋周期周期导数平面的双星。
2011-02-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Proper Motion of the Central Compact Object RX J0822-4300 in the Supernova Remnant Puppis A
利用钱德拉X射线天文台的高分辨率照相机（HRC），我们重新研究了超新星遗迹船尾座A中的中心致密天体RX J 0822 -4300的自行。2010年8月的新数据，加上早在1999年1/2月的三个存档数据集，提供了3886天（超过10年半）的基线来进行测量。将在每个数据集中测量的RX J 0822 -4300的四个位置相关联意味着预测的自行为μ 71 \pm 12 masy。对于2千秒差距的距离，这种自行相当于672 \pm 115 km/s的反冲速度。位置角为244 \pm 11度。自行的大小和方向与RX J 0822 -4300一致，起源于超新星遗迹的光学膨胀中心附近。对于371个\pm，从其出生地到今天的位置之间的位移为31弧秒，我们推断RX J 0822 -4300的年龄为（5.2 \pm 1.0）10^3岁。由中子星自行和暗条运动推断的年龄可以看作是同一个量的两个独立测量。超新星残骸船尾座A的平均年龄为4450 \pm 750岁。
2012-06-18 astro-ph.HE
Search for Continuous Gravitational Waves from the Central Compact Objects in Supernova Remnants Cassiopeia A, Vela Jr. and G347.3-0.5
我们对来自超新星遗迹Vela Jr.的中心致密天体的连续近单色引力波进行了亚阈值后续搜索，仙后座A和SNR G347.3 $-$ 0.5。在这三个目标中，我们研究了引力波频率和频率导数值的最有希望的~ 10，000种组合，基于Einstein@Home搜索LIGO O 1观测运行数据的结果，致力于这些对象。设定选择阈值，以便可以使用新发布的O2运行LIGO数据确认信号。为了达到最佳的灵敏度，我们执行两个单独的后续搜索，在两个不同的延伸的O2数据。只有一个候选者在第一次O2随访调查中幸存下来，与SNR G347.3-0.5中的中央致密物体有关，但尚未最终确认。为了评估可能的天体物理起源，我们使用档案X射线观测和搜索脉冲信号的振幅调制在推定的旋转频率的中子星及其谐波。这是迄今为止对连续引力波候选者进行的第一次广泛的电磁跟踪。未发现显著相关信号。与LIGO O3运行同时进行的新的X射线观测将使对电磁对应物的更灵敏的搜索成为可能。一个集中的引力波搜索O3数据的基础上提供的参数，这里应该很容易能够阐明这个离群值的性质。对LIGO仪器的噪声调查也可能揭示相干污染的存在。
2020-05-13 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
On the X-ray Properties of the Putative Central Compact Object in 1E 0102.2-7219
我们分析了钱德拉X射线天文台对小麦哲伦云超新星遗迹（SNR）1 E 0102.2-7219的紧凑特征的档案观测，该超新星遗迹最近被认为是超新星爆炸后残留的中心紧凑物体。在我们的分析中，我们对每个存档观测结果使用了适当的时间依赖性响应，对背景进行了建模而不是减去它，并拟合了未合并的光谱以保留最大的光谱信息。该特征的光谱与具有显著增强的O、Ne、I和Mg丰度的周围区域的光谱相似。通过蒙特卡罗模拟，发现99%以上的模拟数据集的检验统计量低于实际数据，从而证明了黑体模型与实际数据的不一致性。的光谱是充分描述的非平衡电离热模型与两类模型，同样适合的数据。一类模型的温度为$kT\sim0.79$ keV，电离时标为$\sim3\times10^{11}\,\mathrm{cm}^{-3}\mathrm{s}$，O和Ne丰度增强的边缘证据，另一类模型的温度为$kT\sim0.91$ keV，电离时标为$\sim7\times10^{10}\,\mathrm{cm}^{-3}\mathrm{s}$，丰度与当地星际介质值一致。我们还进行了图像分析，发现计数的空间分布是不一致的点源。在99.9%置信水平下，点源分布的假设可被拒绝。因此，这种致密的特征很可能是与反向激波有关的富含O和Ne的喷出物的结。
2020-10-13 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
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
Do Central Compact Objects have Carbon Atmospheres?
超新星遗迹（SNRs）中的十几个中心致密天体（CCO）中只有三个显示出由于不均匀的表面温度（热点）而引起的热X射线脉动。几个无脉冲的CCO没有X射线脉动，这促使人们认为它们有均匀温度的碳气氛（UTCA），这使它们的光谱与适当的中子星（NS）表面积充分吻合。这与同样适合的双温度黑体或氢气氛形成对比。在这里，我们调查UTCA的适用性CCO。我们显示以下内容：（i）三个脉冲CCO的相位平均光谱也可以用适当NS面积的UTCA拟合，尽管脉冲CCO明显具有不均匀的表面温度。因此，良好的光谱拟合不是对非脉冲CCO的UTCA模型的有力支持。(ii)先前使用UTCA分析的一个非脉冲CCO的改进光谱不允许可接受的拟合。(iii)对于两个非脉冲CCO，UTCA不允许与SNR距离兼容的距离。这些结果意味着，在一般情况下，CCO必须有热的，本地化的NS表面上的区域。我们推导出新的X射线脉冲调制上限的非脉冲CCO，并限制其热点的大小和位置。我们开发了一种替代模型，占脉冲和非脉冲CCO：热点和旋转轴之间的角度范围与指数分布与比例因子$λ\sim 20^{\circ}$一致。我们将讨论产生这种小角度和小热点的物理机制。
2023-02-12 astro-ph.HE
Magnetar-like activity from the central compact object in the SNR RCW103
位于SNR RCW 103中心的中央致密天体（CCO）（命名为1 E 161348-5055）的6.67小时周期和可变X射线通量一直难以在孤立中子星或双星系统的标准场景中解释。2016年6月22日，雨燕号上的爆发警报望远镜（BAT）从1 E 161348-5055方向探测到一个类似磁星的短X射线爆发，也与一个大型长期X射线爆发相吻合。在这里，我们报告了钱德拉，NuSTAR和Swift（BAT和XRT）在2016年爆发高峰期间对这个特殊来源的观测。特别是，我们研究了这种类磁星爆发的性质，我们在爆发期间发现了CCO光谱中的硬X射线尾，并研究了它的长期爆发历史（从1999年到2016年7月）。我们发现1 E 161348-5055的发射特性与它是一颗磁星一致。然而，在这种情况下，6.67小时的周期只能被解释为这个强磁化中子星的旋转周期，因此，它代表了有史以来最慢的脉冲星检测到的数量级。我们简要地讨论了可行的慢下来的情况下，有利于图片涉及一段时间的回落吸积后，超新星爆炸，类似的调用（虽然在不同的制度），以解释其他CCO的“反磁星”的情况。
2016-08-12 astro-ph.HE
On a discontinuity at the base of the transition layer located between the Keplerian accretion disk and the compact object
本文通过流体动力学方程与推广的兰金-雨贡纽关系，证明开普勒吸积盘与致密天体间过渡层因不连续性伴随激波形成，并重现其几何特征。
2023-05-15 astro-ph.HE
A Chandra Observation of Supernova Remnant G350.1-0.3 and Its Central Compact Object
我们提出了一个新的钱德拉观测超新星遗迹（SNR）G350.1-0.3。高分辨率的X射线数据揭示了以前未解决的结构，使我们能够在这个SNR的扩散区域进行详细的光谱分析。光谱分析表明，最亮的发射区域主要是热的，富含金属的喷出物，而周围的物质沿周边的喷出物区域和整个残余的西半部主要是低温，冲击星际/拱星介质（ISM/CSM）与太阳型成分。数据显示，发射延伸到喷出物区域的西部，意味着源直径的下限为6.6 pc（距离为4.5 kpc）。我们表明，G350.1-0.3可能处于自由膨胀（喷出物为主）阶段，并计算出600-1200年的年龄。导出的激波速度和电子/质子温度比之间的关系被发现是完全一致的，与其他SNR。我们进行光谱拟合的X射线源XMMU J172054.5-372652，一个候选人的中央紧凑型对象（CCO），并发现其光谱特性属于其他CCO的典型范围内。我们还提出了档案24 μ m的数据G350.1-0.3采取的斯皮策太空望远镜在MIPSGAL银河系调查，发现红外和X射线的形态是相关的。这些结果有助于解释这一遗迹特有的不对称性，并为它的动力学和演化提供了新的线索。
2011-02-25 astro-ph.HE
Supernova ejecta with a relativistic wind from a central compact object: a unified picture for extraordinary supernovae
用解析和数值方法研究了自由膨胀的超新星喷出物与从中心区域注入的相对论风之间的流体动力学相互作用。由于喷出物和风之间的碰撞，在喷出物中形成并膨胀了一个围绕着热气泡的几何薄壳。我们使用自相似的解决方案来描述早期的动力学演化的壳，并进行了二维的特殊相对论流体动力学模拟，以遵循进一步的演变。瑞利-泰勒不稳定性不可避免地在分离冲击风和喷出物的接触面处发展，导致壳体的完全破坏和热气体从热气泡中泄漏。泄漏的热物质立即赶上超新星喷出物的最外层，因此不同层的喷出物混合在一起。给出了流体动力学变量的空间分布和喷出物的动能分布。当总能量为$10^{52}$ erg（比超新星喷出物的初始动能大10倍）时，我们停止能量注入，并遵循随后的演化。从我们的模拟结果中，我们认为预期的发射从超新星喷出物提供动力的能量注入中心，并讨论了超亮超新星和广泛的线IC超新星可能产生类似的机制的可能性。
2016-12-12 astro-ph.HE
Limit to the radio emission from a putative central compact source in SN1993J
M81中的SN 1993 J是北半球研究得最好的年轻射电发光超新星。我们最近报告了在1.7，2.3，5.0和8.4 GHz对这颗超新星进行的一整套VLBI观测的分析结果，涵盖了十多年的时间基线。这些报告的结果集中在膨胀激波的运动学，其演变的非热发射的细节，星周介质的密度分布，以及由超新星喷出物演变的自由-自由不透明度。在本文中，我们通过搜索来自紧凑源的任何可能的信号来完成我们的分析（即，恒星质量的黑洞或年轻的脉冲星星云）。在每个时期减去我们的最佳拟合壳模型后，我们在每个频率下对所有VLBI图像进行了堆叠，并测量了堆叠残差图像中的峰值强度。由于有大量的全球VLBI观测数据，所有剩余图像的叠加使我们能够将一个假定的致密中心源的最终发射上限设定在5 GHz的$\sim102$ $μ$ Jy水平（或者更保守地说，如果我们对喷出物不透明度做进一步修正，则设定为$\sim192$ $μ$ Jy），而在其他波长下的发射上限稍大。
2013-08-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Universal lower bound on orbital periods around central compact objects
本文结合广义相对论带电球对称线元与 Schwinger 放电机制，证明中心致密天体周围轨道周期存在基本下界，并在强场极限给出独立于天体质量、由最轻带电粒子参数决定的普适表达式。
2023-05-08 astro-ph.HE gr-qc hep-th
The Centimeter to Submillimeter Broad Band Radio Spectrum of the Central Compact Component in A Nearby Type-II Seyfert Galaxy NGC 1068
本文分析了NGC 1068的ALMA和VLA存档数据，研究了其中心区域的宽带射电连续谱，更新了模型参数，提出该光谱可能源于喷流底部、尘埃环和致密X射线冕的组合发射，并指出需下一代干涉仪观测来确认致密冕。
2023-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra view of Abell 407: the central compact group of galaxies and the interaction between the radio AGN and the ICM
Abell 407（A407）是一个独特的星系团，在30 kpc半径区域内拥有一个由9个星系（命名为“Zwicky's Nonet”; G1 - G9）组成的中央致密群。星团核心还拥有一个明亮的射电活动星系核（AGN），4C 35.06，螺旋扭曲的喷流延伸超过200 kpc。利用A407的44 ksChandra观测资料，研究了其团内介质和中心星系的X射线性质。A407的平均X射线温度为2.7 keV，$M_{200}$为$1.9 \times 10^{14} {M_{\odot}}$。我们认为，A407有一个弱冷核，在$r < 60$ kpc尺度，并在其最中心，$< 1$ -2 kpc半径，一个小的星系日冕与强射电活动星系核。我们还得出结论，AGN 4C 35.06的宿主星系最有可能是G3。我们认为，中央集团的星系正在经历一个“缓慢合并”的过程。合并时标的范围是$0.3\sim2.3$ Gyr，未来最亮的星团星系（BCG）的恒星质量将是$7.4\times10^{11} M_{\odot}$。我们发现与射电喷流重叠的区域具有较高的温度和金属丰度。这与活动星系核的反馈活动是一致的。星系团的中心熵比其他星系团的中心熵高，这可能是由于活动星系核的反馈和/或合并活动。有了所有这些事实，我们认为A407是本地宇宙中一个独特而罕见的系统，可以帮助我们了解大规模BCG的形成。
2022-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Upper limits on the rapid cooling of the Central Compact Object in Cas A
仙后座A超新星遗迹中的中央致密天体（CCO）很可能是一颗非常年轻（$\approx 300$ yr）的中子星。如果先前报道的它的表面温度在10年内下降4%的说法能够得到证实，这将对中子星物理学产生深远的理论影响。然而，温度下降推断钱德拉ACIS数据受仪器的影响，可能会导致随时间变化的光谱失真。采用不同的仪器设置，最大限度地减少光谱失真，我们的2006年和2012年钱德拉光谱的CCO没有显示出统计上显着的温度下降。在这里，我们介绍了2015年在相同仪器模式下进行的额外观测。在8.5年的时间跨度，我们没有发现显着的温度下降，使用碳或氢的大气模型中的X射线光谱拟合。我们保守的$3σ$上限分别对应于碳气氛模型在10年内的$<3.3$ %和$<2.4$ %温度下降，分别与吸收氢柱密度的变化或恒定值拟合。最近修订的ACIS过滤器污染物模型对拟合结果有很大影响，降低了以前报告的温度和流量变化的重要性。我们预计，进一步改进的污染物模型和更长的时间覆盖范围可以显着降低未来的上限。
2018-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Upper limits on the radio pulses from magnetars and a central compact object with FAST
利用FAST在1.25 GHz对三颗磁星和一个中心致密天体进行射电观测，未探测到脉冲，给出了最严格的射电通量上限（<~2-4μJy），表明它们可能是射电静默源或波束方向不利。
2024-02-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling of Compact Stars with Color Superconducting Quark Matter
我们展示了一个方案，考虑到仙后座A（Cas A）的中心源的紧凑型恒星的冷却。Cas A的观测结果表明，中心源是一颗高有效温度的致密星，这与没有奇异相的冷却是一致的。Cas A观察还给出了$M \geq 1.5 M_\odot$的质量范围。这可能与目前致密恒星的冷却方案相冲突，即重恒星显示出快速冷却。我们包括色超导（CSC）夸克物质相位对致密星的热演化的影响。我们假设CSC夸克相位的带隙能量很大（$Δ\gtrsim \mathrm{10 MeV}$），并模拟了致密星的冷却。我们目前的冷却曲线从紧凑型恒星的演化计算：而较重的恒星冷却缓慢，和较轻的指示相反的趋势。
2015-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Acceleration of Compact Radio Jets on Sub-parsec Scales
致密射电源的喷流具有高度的相对论性和多普勒增强，使得研究它们的内在性质变得困难。观测到的亮温可以用来研究相对论喷流的本征物理性质，并约束内喷流区喷流形成的模型。我们的目标是观测测试这样的内部喷流模型。致密射电源的甚长基线干涉测量（VLBI）核心在给定的频率下是光学厚度的。核心到中央引擎的距离与频率成反比。在磁场能量和粒子能量密度均分的条件下，可以预测VLBI核的绝对距离。我们编制了VLBI核心在不同射频（2，8，15和86~GHz）的亮度温度。在静止坐标系下，我们导出了致密射电源的亚秒差距尺度的亮温。我们发现，亮度温度的增加与中央引擎的距离增加，这表明，固有的射流速度（洛伦兹因子）沿射流增加。这意味着喷流从中央发动机在（亚）秒差距区域内加速。
2016-04-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of a dense group of hyper-compact radio sources in the central parsec of the Galaxy
使用JVLA，我们在33.0和44.6 GHz下以0.05”的分辨率探索了银河系中心（GC）。我们在中央秒差距探测到64个超紧凑射电源（HCR）。HCR的密集组可以分为三种光谱类型：38个陡谱（$α\le-0.5$）源; 10个平谱（$-0.5<α\le0.2$）源;以及17个具有$α>0.2$的倒谱源（假设为$S\proptoν^α$）。陡谱HCR可能代表了与中子星和恒星黑洞提供动力的非热致密射电源相关的大质量恒星残骸。HCR的表面密度分布作为距Sgr~A* 的径向距离（$R$）的函数，可以描述为陡峭的幂律$Σ(R) \propto R^{-Γ}$，其中$Γ=1.6\pm0.2$，以及在0.1-0.3 pc范围内的局部数量级增强的存在。相对于中央星团，HCR的轮廓较陡，这可能是由于在GC处通过质量分离集中了大量的恒星残余物。GC磁星SGR~J1745-2900属于倒谱子样。我们发现SGR~ J 1745 -2900的平均射电谱中存在两个谱分量，它们在$ν\sim30$ GHz处分离。厘米分量拟合到具有$α_{cm}=-1.5\pm0.6$的幂律。增强的毫米波分量显示出上升的频谱$α_{mm}=1.1\pm0.2$。基于ALMA在225 GHz的观测，我们发现GC磁星在一天到一天的时间尺度上变化很大，变化高达6倍。JVLA和ALMA对HCR的变化、光谱和偏振的进一步观测对于确定它们…
2022-02-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Image of the thin accretion disk around compact objects in the Einstein-Gauss-Bonnet gravity
本文研究了在Einstein-Gauss-Bonnet引力作用下致密天体周围薄吸积盘的光学现象。考虑静态球对称黑洞和裸奇点，我们搜索的特征签名，可以出现在可观察到的图像由于修改广义相对论。虽然高斯-博内黑洞的图像与史瓦西黑洞非常相似，但裸奇点具有独特的特征。一系列明亮的环形成在图像的中心部分，可观测到的辐射比其余部分的通量大$10^3$倍，使它们具有观测意义。我们阐明了导致中心环出现的物理机制，表明图像是由时空的光环结构决定的。在参数空间的某个区域内，高斯-博内裸奇点具有一个稳定的和一个不稳定的光环。此外，引力场在奇点的某个邻域内变成排斥场。这种特征的组合导致了中心环的形成，这意味着这种效应并不只限于爱因斯坦-高斯-邦纳引力，但也会出现在任何其他具有相同光子动力学特征的紧凑物体上。
2021-06-28 astro-ph.HE gr-qc
Identification of the Central Compact Object in the young supernova remnant 1E0102.2-7219
富氧的年轻超新星遗迹是探测大质量恒星核合成过程的结果以及超新星爆炸物理学的宝贵对象。在超新星爆发后的几千年内观察到，这些系统包含快速移动的富氧和贫氢细丝，在光学波长下可见：在超新星爆炸期间，祖先内部的碎片以每秒1000公里的速度排出。在这里，我们报告了在重新处理的钱德拉X射线天文台数据中首次识别出1E0102.2-7219中的紧凑物体，通过发现主要在Ne I和O I的光学复合线中可见的环形结构实现。在甚大望远镜的多单元光谱探测器（MUSE）的积分场光谱观测中发现的光环，半径为$(2.10\pm0.35)$ arcsec = $(0.63\pm0.11)$ pc，并以$90.5_{-30}^{+40}$ km/s的速度膨胀。它围绕着一个X射线点源，其本征X射线光度$L_{i}$（1.2- 2.0 keV）= $(1.4\pm0.2)\times10^{33}$ erg/s。源的能量分布表明，该天体是一颗孤立的中子星：一颗类似于Cas A和Puppis A超新星遗迹中存在的中央致密天体，也是第一颗在银河系外被识别的此类天体。
2019-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
New constraints on the cooling of the Central Compact Object in Cas A
为了研究先前声称的Cas A超新星遗迹（SNR）中中央致密天体（CCO）的快速冷却，我们分析了两个钱德拉观测到的CCO，在一个最小化仪器光谱失真的设置中进行。我们用氢和碳中子星大气模型拟合了2006年和2012年的两个CCO X射线光谱。两个历元之间5.5年的温度和通量变化取决于对拟合参数的约束和有效面积校正的不确定性。如果我们允许改变等效发射区域尺寸R_Em，则有效温度基本上保持相同。如果R_Em保持恒定，则最佳拟合温度变化为负，但其统计显著性范围为0.8 sigma至2.5 sigma，具体取决于模型。如果我们假设2012年ACIS过滤器污染物的光学深度与其默认校准值相差+/-10%，则对于具有恒定R_Em的碳气氛，温度下降的显著性变为0.8 σ至3.1 σ。因此，我们在数据中没有看到统计上显著的温度下降，但所涉及的不确定性太大，无法完全排除先前报道的快速冷却。我们的分析表明，在2006年至2012年之间，在0.6- 6 keV的能量范围内，吸收通量减少了4%-6%（1.9-2.9sigma显著性），在1.4- 1.8keV的能量范围内最为突出。这可能是由于探测器响应的未知变化或沿CCO视线的未分辨SNR材料的贡献造成的。
2013-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
