Vortex pinning in the superfluid core of neutron stars and the rise of pulsar glitches
最近，蟹状星云和船帆座星云的计时显示，在故障的早期阶段，它们的自旋频率会发生非常奇特的变化。我们发现这些差异可以从这些中子星核心的中子超流涡旋和质子流团之间的相互作用来解释。特别是，钉扎的个别涡fluxoid被发现有显着的影响，相互之间的中子超流体和其余的恒星摩擦。附着在旋涡上的fluxoid的数量是控制恒星全局动力学的一个关键参数。这些结果可能对其他天体物理现象的解释，如脉冲星自由进动或r-模式不稳定性的影响。
2020-01-27 astro-ph.HE
Radio Pulsar Beam Geometry at Lower Frequencies: Bright Sources Outside the Arecibo Sky
我们提出了脉冲星发射光束的分析和模型，努力研究脉冲星的几何和物理在最低频率散射许可证。我们考虑了两个位于阿雷西博天空之外的经过充分研究的星群，第一个星群是根据约德雷尔·班克·古尔德和莱恩在-35°赤纬的测量绘制的，第二个星群是根据帕克斯在遥远南部的测量绘制的。这些集合了在20世纪90年代末之前已知的487颗恒星的全部天空人口，这些恒星都方便地有“B”的名字。我们充分利用的核心/双锥发射光束模型，以评估其在较低频率的功效，我们概述了不同的对等离子体源可能是其有效性的基础。分析表明，除了极少数例外，脉冲星无线电发射波束可以定量模拟与两个同心锥形束和一个核心束的定期角尺寸在1 GHz。此外，较低频率下的波束形成在尺寸上而不是在配置上逐渐改变。脉冲星发射束的性质主要取决于等离子体激发是在极通量管的中心产生核心束，还是在边缘产生圆锥束，这似乎主要取决于它们的自旋下降能量是大于还是小于大约10 $^{32.5}$ ergs/s。核心辐射主导的类星体倾向于沿着银河平面和银河中心的方向集中;而锥状类星体在银河经度和纬度上的分布更加均匀。核心主导的恒星也往往更遥远，特别是在银河系内部区域。
2022-06-15 astro-ph.HE
Pulsar Emission Beam Geometry of Radio Broadband Arecibo Sources
我们提出了无线电脉冲星发射波束的分析和模型的主要目的是检查脉冲星波束的几何形状和物理在最宽的射频合理可获得的。我们考虑了一组位于阿雷西博天空中的经过充分研究的恒星。这些辐射源因其可检测到的宽频率范围而脱颖而出，并在高达4.5 GHz和低于100 MHz的频率下被广泛观察到。我们利用已发表的配置文件，以量化的核心/双锥发射光束模型作为我们的分类框架，这些historiars的频率演变的一个更完整的图片。对于低频观测，我们考虑到测量的散射时间尺度来推断脉冲轮廓的固有与散射展宽。最后，我们讨论了人口趋势的核心/conal类配置文件的内在参数。我们表明，对于这个子人口的pumerars，核心和conal为主的配置文件群集在一起成两个大致隔离的$P$ - $\dot{P}$人口，借贷的建议，在成对形成的几何形状的演变是负责核心/conal发射和其他发射效应，如归零和模式改变的证据。
2022-08-09 astro-ph.HE
Core and crust contributions in overshooting glitches: the Vela pulsar 2016 glitch
在大脉冲星故障的自旋上升阶段--中子星的旋转周期突然减小--恒星的角速度可能会过冲，即达到比新故障后平衡所观察到的更大的值。预计这些瞬态现象的基础上的理论模型脉冲星内部动力学和他们的观察有可能提供一个重要的诊断毛刺建模。我们提出了一个简单的标准来评估存在的过冲，基于最小的分析模型，能够重现过冲自旋。我们用它来拟合2016年船帆座脉冲星故障的数据，获得故障中涉及的内部超流组件的部分惯性矩的估计，过冲的上升和衰减时间尺度，以及超流组件和正常组件之间的相互摩擦参数。我们研究的情况下，没有强夹带在地壳中：在前者中，我们发现一个大的内核强烈耦合到可观察到的组件和一个水库的角动量延伸到核心的密度低于核饱和度，而在后者中，一个大的水库核饱和度和一个标准的正常组成部分，没有内核的建议。
2020-03-14 astro-ph.HE
Relating Braking Indices of Young Pulsars to the Dynamics of Superfluid Cores
脉冲星是在明确的时间间隔内发射电磁辐射的恒星。这种脉冲的频率随时间衰减，如由{ \it制动指数}（$n$）量化的。在规范模型$n = 3$中，所有的恒星都是如此，但观测数据显示$n \neq 3$，表明该模型存在局限性。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来研究脉冲星旋转的频率衰减，基于正则的适应。我们认为脉冲星在真空中旋转，并有一个强大的磁场，但不同的正则模型，我们假设它的转动惯量随时间的变化，由于一个均匀变化的位移参数的时间。我们发现，制动指数的结果小于规范值作为一个结果的增加，在明星的位移参数，其变化是足够小，允许合理的物理考虑，可以应用到一个更复杂的模型，在未来的恒星。特别地，这种变化是在旋转超流体中的中子涡旋蠕动的数量级。当应用于脉冲星数据时，我们的模型产生的恒星制动指数接近观测值。将这种方法应用到更复杂的恒星模型中，假设恒星具有超流内部，这是探索它的下一步。我们假设位移参数的缓慢膨胀可能会模拟现实模型中核心超流中子涡旋的运动。
2018-08-13 astro-ph.HE
FAST Observation and Results for Core Collapse Globular Cluster M15 and NGC 6517
本文利用FAST望远镜对球状星团M15和NGC 6517进行脉冲星观测，监测已知脉冲星并发现新脉冲星，其中NGC 6517脉冲星数量达17颗，远超预期。
2025-04-23 astro-ph.HE
Growth of magnetic fields in accreting millisecond pulsars
在吸积的毫秒中子星（NS）核中，R模可以产生强磁场。这些场在核外的扩散引起外部磁场的增长，从而影响毫秒级微扰星（MSP）的自旋下降速率$\dot{P}$的演化。内磁场的扩散为磁悬浮颗粒提供了一条新的演化路径。这种情况可以解释J1823- 3021 A和J1824- 2452 A的大$\dot{P}$。
2012-07-23 astro-ph.HE
How massive are the superfluid cores in the Crab and Vela pulsars and why their glitch-events are accompanied with under and overshootings?
蟹状星云和船帆座星云都是经过充分研究的故障星，因此获得的数据应该使我们能够测试其内部结构模型的可靠性。最近有人提出，毛刺超流星嵌入在双度规时空中：它们的不可压缩超流核（SuSu-core）嵌入在平坦时空中，而周围的可压缩和耗散介质则封闭在史瓦西时空中。在这封信中，我们将这个模型应用于蟹状星云和船帆座星云，并表明一颗新诞生的脉冲星最初是$1.25\text{M}_{\odot}$，而一个胚胎状的SuSu-core是$0.029\text{M}_{\odot}$，它可以在1000年后演化成\ARZL{Crab-like} \ARZR脉冲星，在10000年后演化成\ARZL{Vela-like} \ARZR脉冲星，在大约1000万年后最终作为一个不可见的暗能量天体消失。据此我们推断，蟹状星云和船帆座星云分别具有$0.15\text{M}_{\odot}$和$0.55\text{M}_{\odot}$的SuSu-Core。然而，伴随船帆座脉冲星的毛刺事件观察到的欠冲和过冲现象是毛刺脉冲星的一种常见现象，可以在双度规时空的框架内得到很好的解释。
2020-02-16 astro-ph.HE gr-qc
3D MHD simulations of runaway pulsars in core collapse supernova remnants
本研究通过三维磁流体动力学模拟，揭示了超新星遗迹及环境介质对速逃脉冲星风云形态和射电辐射的显著重塑作用，并首次模拟了脉冲星向内穿越时的喷流弯曲特征。
2025-03-27 astro-ph.HE
Jiamusi pulsar observations: IV. The core-weak pattern of PSR B0329+54
明亮的脉冲星PSR B 0329 +54多年来一直被认为有两种发射模式。对单个脉冲的灵敏观测表明，脉冲轮廓的中心分量（称为核心分量）在某些周期内偶尔会非常弱，然后又恢复。这是新发现的核心弱模式。利用佳木斯66米望远镜2250 MHz对PSR B 0329 +54的长期观测，发现单个脉冲的波形分量，包括核、峰和尾峰的波形分量，在核弱模前后都有一定的周期变化，在周期折叠脉冲训练序列的相位-时间图上形成有规律的图形。该模式具有类似的结构的核心弱模式的时间尺度为3至14个周期。它开始于核心分量的拖尾相位处的强度增亮，然后核心强度下降到非常低的水平，就好像核心分量在一两个周期内从正常辐射窗口漂移出来。然后，尾随分量的强度增强，然后，领先分量出现在一个先进的阶段。这种弱核模式持续了几个时期。最后，芯弱模式在芯分量的前导相位处以增强的强度结束，就好像芯逐渐回来并且最终像以前一样停留在轮廓中心的相位处。
2023-01-29 astro-ph.HE
Spectral variation across Pulsar Profile due to Coherent Curvature Radiation
脉冲星轮廓的特点是两个不同的发射组件，核心和锥。脉冲星无线电发射波束的标准模型源自偶极磁场，将核心置于中心，由内外圆锥组件的同心层包围。与锥体相比，核心发射预期具有更陡的光谱。我们提出了一个详细的分析，在100 MHz和10 GHz之间的宽的频率范围内的核心和conal发射从一个大样本的53颗星的光谱之间的相对差异。可以看出，芯部比锥部陡得多，特别是在100 MHz和1 GHz之间，光谱指数$Δα_{core/cone}\sim$之间的相对差异为-1.0。此外，我们还发现外锥成分的光谱比内锥陡峭，光谱指数$Δα_{in/out}\sim$的相对差异为+0.5。谱从磁轴向开放场线区域边缘的平坦化随场线曲率的增加是带电孤子束的相干曲率辐射的自然结果，并解释了芯和锥之间谱的差异。此外，由于相对论性的光束效应，只有当辐射以窄角度$θ\leq 1/γ$射向观测者时才能看到，其中$γ$是流出等离子体云的洛伦兹因子。这限制了特别是来自外锥的发射，外锥与具有较大曲率的场线相关联，从而使光谱比内锥更陡。
2022-01-27 astro-ph.HE
Constraining Axion Mass through Gamma-ray Observations of Pulsars
我们分析了9年的PASS 8 $\textit{Fermi}$-LAT数据在60 $-$ 500 MeV的范围和确定通量上限（UL）的17个伽马射线暗恒星作为探针的轴子产生的核子-核子韧致辐射的脉冲星核心。使用先前发表的轴子衰变γ射线光子通量模型的EQUARARS依赖于一个高的核心温度为20兆电子伏，我们提高了UL轴子质量（$m_a$）的测定，在95%的置信水平，9.6 $\times$ 10 $^{-3}$ eV，这是一个因素的8以前的结果的改善。我们表明，轴子发射率（单位体积的能量损失率）在现实的较低的脉冲星核心温度为4兆电子伏或更低的减少到这样的程度，轴子发射率和伽马射线信号变得可以忽略不计。我们考虑一个替代的排放模型的基础上，每质量的能量损失率，使$m_a$被约束与$Fermi$-LAT观测。这个模型产生了一个合理的UL $m_a$为10 $^{-6}$ eV的脉冲星核心温度$<$ 0.1兆电子伏，但知识的程度，在脉冲星$B$领域的轴子到光子转换将需要作出精确的UL轴子质量的测定。轴子通量的峰值很可能产生$\leq$ 1 MeV能量范围内的伽马射线，因此未来的中等能量伽马射线任务（如AMEGO和e-ASTROGAM）的观测对于进一步限制UL $m_a$至关重要。
2019-08-09 astro-ph.HE
Effects of Phase Transition induced density fluctuations on pulsar dynamics
我们发现，在脉冲星核心的相变的密度波动可能有非平凡的脉冲星定时的影响，也可能占毛刺和反毛刺。这些密度波动总是导致非零的非对角分量的转动惯量，导致恒星的瞬态摆动。因此，脉冲星定时和强度调制（来自摆动）的精确测量可以用来识别密度波动的特定模式，从而识别发生在脉冲星核心内部的特定相变。在跃迁过程中，由于密度涨落的快速演化而引起的四极矩的变化，在很短的时间尺度上，可能为引力波提供一个新的来源。
2015-06-10 astro-ph.HE
Population Synthesis of Radio Pulsars in the Fermi Era
我们目前的结果，我们的脉冲星人口合成正常的星系盘使用我们以前开发的蒙特卡罗代码。从我们的研究观察到的无线电射电望远镜，具有清晰可辨的核心和锥组件，在其中，我们适合的偏振扫描以及脉冲轮廓，以约束观看的几何形状，我们开发了一个模型，描述的光度和比率的无线电核心锥峰值通量。在这个模型中，短周期的类星体是锥占优的。我们探讨了中子星演化的模型有和没有磁场衰减，并与不同的初始周期分布。我们目前的初步结果，包括模拟人口统计与观测到的射电脉冲星人口进行比较。演化的中子星人口从这个模拟结果可以用来模拟伽玛射线散射的分布，比较费米结果。
2009-12-20 astro-ph.HE
On the Origin of Pulsar and Magnetar Magnetic Fields
为了解决中子星磁场的产生，特别是磁星和射电星之间的二分法，我们考虑从其他天体物理系统推断的发电机的属性。与足够低（修改）Rossby数，对流发电机被称为产生偶极占主导地位的领域，其强度与对流通量的规模，我们认为，这些预期应适用于对流原中子星在核心坍缩超新星的中心。我们分析了一套三维模拟核心崩溃，具有现实的状态方程和完整的中微子运输，在这种情况下。我们所有的祖先模型，从9个太阳质量到25个太阳质量，包括一个初始旋转的模型，都有足够强烈的原中子星对流，如果修正的罗斯比数在临界范围内，就能产生~10^15高斯量级的偶极场。因此，磁星/射电脉冲星的二分法可能部分是由于大质量恒星核心自转速率的分布而自然产生的。
2021-12-19 astro-ph.HE
The origin of isolated millisecond pulsars in non-core-collapsed globular clusters
Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas（巴西物理研究中心）
本文提出动态电离机制解释球状星团中孤立毫秒脉冲星的起源，通过物理模型预测其分数并验证其显著性。
2026-10-14 astro-ph.HE
Meterwavelength Single-pulse Polarimetric Emission Survey IV: The Period Dependence of Component Widths of Pulsars
在1 GHz的半功率点处测量的具有周期（$P$）$>$ 0.1秒的正常雷达中的核心组件宽度具有紧密遵循$P^{-0.5}$标度关系的下边界线（LBL）。这一结果对于理解发射过程至关重要，需要在更宽的频率范围内进行扩展研究。本文详细研究了米波单脉冲偏振辐射巡天在333和618兆赫观测到的123个正常类星体的剖面分量宽度。脉冲波形中的成分被分为核心和conal类。我们发现，在这两个频率的核心，以及conal组件宽度与周期有一个LBL遵循$P^{-0.5}$的关系与类似的下限。观测表明，正常恒星的无线电辐射来自恒星表面上方几百公里左右的狭窄高度范围。在过去的$P^{-0.5}$关系已被认为是最后开放偶极磁场线所产生的发射的证据。我们发现，只有当尾随和领先的半功率点的组件与最后的开放场线的$P^{-0.5}$依赖。在这样的情况下，我们没有找到任何物理动机，可以解释$P^{-0.5}$依赖的核心和conal组件作为证据的偶极几何在正常的星系。我们认为周期依赖性是一种尚未解释的物理现象的结果。
2018-01-17 astro-ph.HE
Subpulse Drifting, Nulling and Mode changing in PSR J2006$-$0807 with Core emission
本文详细分析了五分量双锥核脉冲星J2006 $-$ 0807（B2003 $-$ 08）的辐射行为。单脉冲显示了子脉冲漂移、零化和模式转换三种主要现象的存在。脉冲星在四种不同的发射模式之间切换，其中两种模式显示出系统漂移，并具有显著的漂移带，分别被归类为模式A和B。这种漂移主要发生在圆锥分量中，并表现出罕见的双漂移现象，其中第二分量中的漂移方向与第四分量相反。这使得PSR J2006 $-$ 0807成为唯一已知的例子，其中在中心核心发射周围观察到系统漂移带。在模式A期间，发射显示出强度的逐渐降低，其在随后的模式B中稳定到相对恒定的水平。在模式A和B期间，在波动谱中也主要在核心分量中观察到低频、弱和宽结构的存在。核心成分在模式C中消失，在第四模式D中最突出。这两种模式经常穿插着零脉冲。在模式C和D期间没有观察到可检测的漂移，但脉冲星在核心和圆锥分量中显示出短持续时间的周期性零化。除了四种发射模式外，脉冲星还在长达数百个旋转周期的长时间内为零。
2019-04-30 astro-ph.HE
Pulsar skips: Understanding variations in the regular periods of rotating neutron stars
脉冲星是周期非常规则的旋转中子星。然而，这些新石器时代的人在他们的时代中也有过变化。较早的理论表明，年长的人有跳跃和加速的倾向。新的理论已经被创造出来，因为发现年轻的X射线天文学家表现出同样的跳跃。较旧的理论解释说，脉冲星的核心是一种具有差速旋转的超流体，核心偶尔会表现出固体特性，以捕获脉冲星的地壳并加速它。较新的量子力学理论指出，量子粒子包，称为奇怪的金块，撞击脉冲星的侧面，为脉冲星增加角动量，然后再释放出来。
2022-04-18 astro-ph.HE physics.space-ph
Influences of dynamical disruptions on the evolution of pulsars in globular clusters
研究比较核心坍缩与非核心坍缩球状星团中的脉冲星，发现前者自转更慢、1.4 GHz射电光度更高，表明致密双星频繁扰动会中断再循环阶段的角动量转移与磁场衰减。
2023-08-09 astro-ph.HE
Giant Hall Waves Launched by Superconducting Phase Transition in Pulsars
脉冲星核心超导相变触发地壳磁场非线性霍尔漂移，产生巨型霍尔波，可能破裂地壳、引发星震和旋转突变，并促进磁通排出。
2025-01-22 astro-ph.HE
Pulsar timing noise from superfluid turbulence
在中子星的超流内部，剪切驱动的湍流对刚性地壳施加了一个波动的扭矩，导致旋转相位随机行走。不可压缩Kolmogorov湍流的相位波动谱的分析计算，并被发现是红色的半功率点设置所观察到的自旋下降率，地壳超流滞后，和动力学响应时间的超流。使用选定的时域和频域数据对后者的数量进行初步限制。结果发现，测量的归一化和斜率的功率谱再现合理选择的湍流参数。结果优先指向中子星内部包含湍流超流体，而不是湍流纳维尔-斯托克斯流体。简要讨论了脉冲星定时阵探测引力波的意义。
2013-10-11 astro-ph.HE
Rotation-driven phase transitions in the cores of pulsars
在本文中，我们讨论了旋转对旋转中子星（中子星）粒子组成的影响。特别强调的是夸克物质的形成过程中恒星自旋下降，驱动连续的引力压缩。我们的研究是基于现代模型的核物质状态方程，其参数严格约束的核数据，中子星的质量，和最新的估计中子星半径。
2017-02-18 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Analytic Core Envelope Models for the Crab and the Vela Pulsars
我们研究了Negi等人（1989）在慢旋转条件下得到的解析核-包络模型。在本研究中，我们把Gunn和Ostriker（1969）得到的蟹状星云脉冲星转动惯量$I_{\rm Crab,45} \geq 2$（其中$I_{45}=I/10^{45}\rm g{cm}^2$）的估计值的下限作为最近对蟹状星云脉冲星的$I_{\rm Crab,45} \geq 1.93$（Bejger \& Haensel 2003）估计值的舍入值。如果把这个下限值与蟹状星云脉冲星的另一个观测约束条件结合起来，（Crawford \& Demiansky 2003），$G_h = I_{\rm core}/I_{\rm total} \geq 0.7$（其中$G_h$被称为故障修复参数，代表故障产生的星震机制中核心组件的部分惯性矩），模型产生质量$M$和表面红移$z_a$，对于该范围内的蟹状星云脉冲星，$M = 1.79M_\odot - 1.88M_\odot$ ;对于指定的表面密度值，$E_a = 2\times 10^{14}\rm g{cm}^{-3}$，$z_a = 0.374 - 0.393$（$I_{45} = 2$）（如Brecher和Caporaso 1976）。事实上，这个表面密度的指定值是施加在我们模型上的第一个观测约束的结果，该约束进一步产生了$G_h \approx 0.12$值的…
2021-05-29 astro-ph.HE gr-qc
Binary Pulsar J0737-3039: Evidence for a new core collapse and neutron star formation mechanism
脉冲双星J 0737 -3039是唯一已知的具有两个可观测脉冲星的系统，因此提供了一个独特的实验室来测试广义相对论和探索脉冲星物理。基于低离心率和在银道面内的位置，Piran & Svanov（2004，2005）认为脉冲星B有一个非标准的形成场景，几乎没有或没有质量喷射。他们还预测，该系统将有一个非常缓慢的自行。脉冲星计时测量（Kramer et al. 2006; Deller et al. 2009）证实了这一预测。最近对脉冲星A的自旋和双星轨道之间的对准的观测也与这种情况一致。对脉冲星B形成过程的详细模拟表明，它的前身星在坍缩前是一颗质量很大的O-Ne-Mg白矮星，被一个0.1-0.16 M_太阳的薄壳所包围。当白矮星坍缩形成一颗中子星时，这个包层被喷射出来。脉冲星B诞生时是一个缓慢的旋转体（旋转周期约为1秒），当脉冲星形成时，它的旋转方向改变为当前的方向。这一认识揭示了祖星的角动量演化，这是一个强烈影响的过程，与双伴星的相互作用。系统缓慢的自行也意味着系统必须经历一个质量转移阶段，在这个阶段中，恒星A将其质量的很大一部分转移到B上。
2013-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Annular gap model for multi-wavelength pulsed emission from young and millisecond pulsars
单极三维环隙和芯隙模型可以很好地模拟年轻双星和毫秒双星的多波长脉冲辐射。为了区分我们的单磁极模型和双磁极模型（例如外隙模型和双磁极焦散模型），磁倾角和视角的令人信服的值将起关键作用。
2012-10-22 astro-ph.HE
Revisiting neutrino-driven magnetogenesis during stellar core collapse
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；Gravitational Wave and Cosmology Laboratory, School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院引力波与宇宙学实验室）
本文重新评估了中微子驱动磁生成机制，发现其在恒星核心坍缩中的磁生成能力可能低于最初预期。
2026-02-02 astro-ph.HE
Meterwavelength Single-pulse Polarimetric Emission Survey. V. Flux density, component spectral variation and emission states
本文给出了米波单脉冲偏振辐射巡天观测到的类星体的通量密度测量结果。平均通量密度估计在113个卫星在两个频率的325和610兆赫使用干涉成像。利用估算的通量密度对每颗脉冲星的平均轮廓和单脉冲辐射进行了标定。我们用通量校准的平均剖面研究了21个能清楚地分辨出核、内锥和外锥成分的恒星的光谱指数在发射光束上的变化。与锥发射相比，中央核心组件在较低频率下的发射显示出更陡峭的增加，在该频率范围内，核心和锥组件之间的光谱指数$δα_{core-cone}\sim-0.7$的平均差异。相反，内锥成分的光谱指数与外锥成分的平均差异为$δα_{in-out}\sim+0.3$。在整个脉冲窗口的频谱指数的变化应提供有价值的输入约束的无线电发射过程。单脉冲发射表明，12个样品出现了发射模式的变化，其中3个是首次报道。此外，我们还在14颗恒星的部分或整个发射窗口中检测到短时间或耀斑的增强发射。在模式改变以及这些突发状态的发射过程中的突然变化是无关的发射机制，并建议在等离子体生成过程中的快速和重复的变化的存在。
2021-06-02 astro-ph.HE
High-resolution Very Large Array Radio Observations of the Boomerang Pulsar Wind Nebula
The University of Hong Kong（香港大学）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）
利用VLBA高分辨率观测，发现Boomerang脉冲星风云中新的小尺度结构，并通过偏振测量推断磁场强度。
2026-10-09 astro-ph.HE
Is there a spectral turnover in the spin noise of millisecond pulsars?
脉冲星定时阵列提供了一种独特的手段，通过长期测量毫秒脉冲星的脉冲到达时间来探测纳赫兹引力波。经过多年的观测，一些定时阵列脉冲星被低频红噪声所控制，包括可能与脉冲星旋转不规则性有关的自旋噪声。脉冲星定时红噪声的功率谱密度通常用幂律或具有翻转频率的幂律来建模，在翻转频率以下噪声功率谱达到平台。如果毫秒脉冲星的自旋噪声发生了翻转，位于当前和/或未来脉冲星计时测量的观测波段内，那么解析超大质量双星黑洞的引力波背景可能比预计的要容易。此外，光谱周转可以提供有价值的见解中子星物理。在Melatos和Link最近的研究中，作者从第一性原理推导出了中子星核心超流湍流自旋噪声功率谱密度的模型。该模型的特点是光谱周转，这取决于超流体的动力学响应时间和稳态角速度之间的地壳和恒星的核心滞后。在这项工作中，我们使用国际脉冲星定时阵列的第一个数据发布搜索自旋噪声的频谱营业额。通过贝叶斯模型的选择，我们没有发现光谱营业额的证据。分析还表明，J1939+2134、J1024 $-$ 0719和J1713+0747等三个实验室的实验数据更倾向于幂律模型，而不是超流湍流模型。
2020-07-13 astro-ph.HE
Excitation of a nonradial mode in a millisecond X-ray pulsar XTE J1751-305
我们讨论了在质量吸积和快速旋转的中子星中激发的非径向模式的候选者，以解释毫秒X射线脉冲星XTE J1751-305的光变曲线中确定的相干频率。脉冲星的自旋频率为$ν_{\rm spin}\cong435$ Hz，识别的相干频率为$ν_{\rm osc}=0.5727595\timesν_{\rm spin}$。假设所确定的频率是在中子星共转系中观测到的频率，我们发现由于氦在薄壳层中的燃烧而引起的$ε$ -机制激发的$l^\prime=m=1$和2的表面$r$ -模可以给出在$ν_{\rm spin}=435$ Hz处的频率比$κ=ν_{\rm osc}/ν_{\rm spin}\simeq0.57$.作为观测到的比率PDMATHAMT的另一个候选者，我们还提出了一个环形地壳模式，它在流体核中具有穿透振幅，并因引力波发射而不稳定。由于表面流体层与流体核心由固体地壳隔开，核心中的$r$模式的振幅（其通过发射引力波而不稳定）可以与流体海洋中的振幅有很大的不同。我们发现，对于$M=1.4M_\odot$中子星模型，在$ν_{\rm spin}=435$ Hz处，对于$l^\prime=m=2$的$r$模，放大因子定义为$f_{\rm amp}=α_{\rm surface}/α_{\rm core}$，与$f_{\rm amp}\sim 10^2$一样大.由于表面流体层中$r$模式振幅的这…
2014-03-14 astro-ph.HE
Single Millisecond Pulsars from Dynamical Interaction Processes in Dense Star Clusters
本研究利用N体模型模拟致密球状星团中的毫秒脉冲星，证明双星瓦解并非单脉冲星过量的主因，而主序星潮汐瓦解和白矮星双星并合残余物引力坍缩起主导作用。
2024-01-19 astro-ph.HE
Long-lasting accretion-powered chemical heating of millisecond pulsars
分析了超导中子星核中的磁场对毫秒级中子星化学加热的影响。我们认为，磁场破坏质子超导性的一些体积分数的恒星核心，从而允许不受抑制的非平衡反应的粒子相互转换。这些反应将中子星核心在低质量X射线双星阶段积累的化学能转化为热量。这种加热可以在停止吸积后的MSP阶段（具有表面温度$\sim 10^5\,\rm K$）保持NS温暖超过十亿年，而不需要诉诸旋转化学加热机制。
2021-10-06 astro-ph.HE nucl-th
Glitching pulsars: unraveling the interactions of general relativity with quantum fields in the strong field regimes
我们提出了一个修改我们以前的模型的故障现象的机制，在中子星和年轻的中子星。相应地，超星系诞生时就具有由纯不可压缩的超导胶子-夸克超流体组成的胚胎核（以下简称SuSu-core）。随着周围介质冷却并由于磁偶极子辐射的发射而自旋下降，SuSu-core的质量和尺寸随着时间离散地增长，这与Onsager-Feynmann对超流性的分析一致。目前，我们提出时空嵌入glitching类星体是动力学的和双度规的性质：在SuSu-core的时空必须是平坦的，而周围的区域，那里的物质是可压缩的和耗散的，时空是史瓦西。我们进一步提出时空的拓扑变化是由强核力引起的，强核力的作用长度尺度随时间增加，在双星的发光寿命结束时达到O（1）cm.本文提出的模型与最近的射电和GW观测结果一致。
2019-08-21 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
The double pulsar: evidence for neutron star formation without an iron core-collapse supernova
双脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B是一个双中子星双星，轨道周期为2.4小时，这使得相对论轨道摄动的测量达到了很高的精度。第二次形成的中子星质量较低，系统的离心率和自行也较低，与大多数其他已知的双中子星系统相比，这表明了一种不同的演化情景。我们描述了超过6年的观测脉冲轮廓形状的分析，并提出了由此产生的限制系统的几何形状。我们发现这个系统中的回收脉冲星PSR J 0737 - 3039 A是一个近正交旋转体，其自旋和磁轴之间的平均间隔为90 +/- 11 +/- 5度。此外，我们发现一个平均95%的上限，其自旋和轨道角动量轴之间的错位为3.2度，假设所观察到的发射来自两个磁极。这种严格的限制使人们相信，形成第二颗脉冲星的超新星是相对对称的，可能涉及到电子捕获到O-Ne-Mg核心。
2013-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Microscopic Vortex Velocity in the Inner Crust and Outer Core of Neutron Stars
处理中子星内部地壳和外核超流体中的涡旋运动是模拟脉冲星现象（包括毛刺和磁场演化）的关键因素。在重新计算了地壳内部的微观涡旋速度之后，我们首次估算了外核涡旋的速度。钉扎点之间的旋涡运动被发现是实质上更快的内地壳比在外核，$v_0^{\rm crust} \sim 10^{7}\mbox{\cms} \gg v_0^{\rm core} \sim 1\mbox{\cms}$。一个直接的结果是，涡蠕动总是在非线性制度的外核心相比，内地壳，在非线性和线性制度的涡蠕动是可能的。脉冲星毛刺和磁场演化的其他影响也提出。
2016-07-18 astro-ph.HE
Induced Rotation in 3D Simulations of Core Collapse Supernovae: Implications for Pulsar Spins
有人认为，观测到的射电超新星的旋转周期可能是由失速超新星反弹激波后面的湍流区域中的非轴对称螺旋模式不稳定性引起的，即使祖核最初没有旋转。本文利用三维AMR程序CASTRO，结合一个真实的先驱体和状态方程，以及一个简单的中微子加热和冷却方案，数值研究了超新星核心从坍缩、反弹、激波停滞到延迟爆炸的三维旋转轮廓演化。在我们的模拟结束时（核心反弹后的$\sim$ 420 ms），我们没有看到留下的原始中子星核心的显著自旋。然而，我们确实看到了在核心和失速激波之间的湍流增益区中在爆炸前强微分旋转的发展。这个区域的壳层获得了高自旋率，达到$\sim$ $150\,$ Hz，但这个区域包含的质量和角动量太少，即使留下，也无法转化为完整的中子星的快速旋转。我们还发现，大部分的诱导角动量很可能是在爆炸中喷出，而且，即使最佳量的诱导角动量被保留在核心，所产生的自旋周期很可能是相当温和的。然而，秒的诱导期是可能的。
2011-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Four pulsar discoveries in NGC 6624 by TRAPUM using MeerKAT
报道了TRAPUM大巡天计划用MeerKAT望远镜在核心坍缩的球状星团NGC 6624中发现的4颗新的双星。所有发现的新物种都是孤立的。PSR J1823 $-$ 3021 I和PSR J1823 $-$ 3021 K是周期分别为4.319 ms和2.768 ms的毫秒脉冲星，PSR J1823 $-$ 3021 J是周期为20.899 ms的轻度再循环，PSR J1823 $-$ 3022是周期为2.497 s的长周期脉冲星。双星J1823 $-$ 3021 I、J1823 $-$ 3021 J和J1823 $-$ 3021 K的位置和色散测量（DM）与GC成员一致，因此与NGC 6624有关。脉冲星J1823 $-$ 3022是唯一一颗足够明亮的脉冲星，可以在星团的档案观测中重新探测到。这使得能够确定跨越二十年的时间解决方案。由于脉冲星J1823 $-$ 3022的周期长，位置偏移大（$\sim 3$弧分）和DM（与NGC 6624中脉冲星的平均值相比相差11%），目前还不可能声称它与GC有关联。这些发现利用了TRAPUM后端的波束形成能力，在同一视场中生成多个波束，从而允许在距离集群中心几个半光半径的范围内执行敏感搜索，并可以同时定位发现。这些发现反映了在核心塌陷GC中预期的碳纳米管的性质。
2022-04-11 astro-ph.HE
The MAVERIC Survey: New compact binaries revealed by deep radio continuum observations of the Galactic globular cluster Terzan 5
由于其巨大而致密的核心，泰山5号拥有银河系球状星团中最丰富的毫秒级恒星。在这里，我们报告了新的深$2-8\,$ GHz的无线电连续观测Terzan1，5获得的卡尔G。Jansky甚大阵。我们已经确定了在星团半光半径范围内的24个源，包括17个在核心半径范围内的源。其中19颗与先前研究的毫秒双星和X射线双星有关。其中三个新的射电源具有陡峭的无线电频谱，并且位于星团核心内，正如对毫秒射电星的预期。这三个源具有硬X射线光子指数（$Γ=1.3-1.5$）和高度可变的X射线发射，表明它们是属于蜘蛛类的二进制毫秒双星。对于这些来源中最亮的X射线，红背蜘蛛的分类是由其X射线光曲线证实的，它显示了12.32小时的轨道周期和X射线最大值附近的双峰结构。在像Terzan 5这样经过充分研究的星团中可能发现明亮的双毫秒双星，这突出了深度射电连续成像如何补充脉冲星搜索和计时观测，以寻找可能的日食系统。另一个新的射电源在核心有一个平坦的无线电频谱，是X射线微弱（$L_X \approx 2\times 10^{31}$ erg s $^{-1}$）与光子指数$Γ=2.1\pm0.5$，符合预期的性质为一个静止的恒星质量的黑洞X射线双星。
2020-09-15 astro-ph.HE
Postglitch exponential relaxation of radio pulsars and magnetars in terms of vortex creep across flux tubes
对快速旋转的中子星的计时观测揭示了大量的毛刺，这些毛刺是从正则射电恒星和磁星上观测到的。其中，76个毛刺表现出指数松弛，其特征衰减时间从几天到几个月不等，然后逐渐恢复。根据中子星外核磁通管环形排列与涡线相互作用的模型，分析了具有单个或多个衰减时间常数的指数弛豫闪变。模型的结果与观察到的时间尺度一般。因此，毛刺现象可以用来推断有价值的信息，中子星的结构，特别是内部的磁场配置，这是无法从表面观测。一个直接的结论是，磁星故障数据最好用一个更冷的核心来解释，因此需要直接Urca类型的快速冷却机制对磁星有效。
2017-07-26 astro-ph.HE
The Stability of Core-Envelope Models for the Crab and the Vela pulsars
Negi等人（1989）的核-包层分析模型与星震模型和涡脱钉模型这两种星震中毛刺产生的机制一致。在Negi（2019）中，作者能够重现Crab和Vela脉冲星的毛刺愈合参数的观测值，$ G_h (= I_{\rm core}/I_{\rm total}; G_h$表示毛刺产生的星震机制中核心部件的部分转动惯量。在另一项研究中，通过使用Negi等人（1989年）讨论的模型，作者获得了在船帆座脉冲星（Negi 2020 a）- $1M_\odot - 1.96M_\odot$范围内所有质量值的地壳部分转动惯量的最小值，约为7.4%或更大。作者的后一项研究与最近的要求（基于涡脱钉模型的毛刺产生）是一致的：Vela脉冲星质量大于1 $M_\odot$时，其最小地壳转动惯量分数应在7%左右。然而，一个重要的研究，需要调查的脉动稳定性和引力约束的Negi等（1989）的模型至今尚未进行。本文论述了这种研究的模型（Negi等，1989年）的所有允许值的紧凑性参数$u (\equiv M/a$，总质量与尺寸比的几何单位）和压缩因子$Q$（定义在托尔曼的第七解决方案：$ x = r^2/K^2 = r^2/a^2Q)$。可以看出，该配置保持脉动稳定和重力约束的所有允许值的$u (\leq 0.25)$和$Q$（$0 < Q \leq 1.2$）。
2021-08-08 astro-ph.HE 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
Diffuse X-ray emission in globular cluster cores
本文研究了10个含有毫秒双星的球状星团核心的未分辨X射线辐射。在M28、NGC 6440、M62和NGC 6752的核心区域中，减去已知的可分辨点源，可以检测到未分辨的发射水平。发现该发射组分在0.3-8 keV能带中的X射线亮度位于$\sim 1.5 \times 10^{31}$尔格s $^{-1}$（NGC 6752）至$\sim 2.2 \times 10^{32}$尔格s $^{-1}$（M28）的范围内。在这四个星系团中，探测X射线源的最低极限光度是NGC 6752的$1.1 \times 10^{30}$ ergs $^{-1}$。未分辨发射的光谱可以同样很好地拟合幂律，热韧致辐射模型，黑体加幂律，或热韧致辐射模型加黑体组件。未分辨的辐射被认为是由活跃的双星、激变变星和微弱的毫秒双星及其相关的脉冲星风星云的累积贡献产生的。在对现有的X射线观测资料进行分析时，没有发现球状星团中存在脉冲星风星云辐射的证据，而基于点源光度函数外推的微弱源群的X射线光度贡献与NGC 6440和NGC 6752核中未分辨的X射线辐射是一致的。M62的光度函数采用与NGC 6440和NGC 6752相同的斜率，结果与M62相似。对于M28，如果采用较陡的斜率，核内弱源的贡献可以达到与观测值相当的水平。简要讨论了由未分辨X射线发射特性所限制的微弱源布居特性。
2009-05-18 astro-ph.HE
Using long-term millisecond pulsar timing to obtain physical characteristics of the bulge globular cluster Terzan 5
在过去的十年里，在球状星团泰山5号中发现了三个独特的恒星群和大量已确认的恒星，这对它的分类提出了质疑。利用星团核心36毫秒射电脉冲星的长期射电脉冲星计时，我们提供了系统关键物理特性的新测量。由于泰山5号位于银河系的隆起处，恒星的拥挤和变红使得光学和近红外观测变得困难。然而，脉冲星加速度，使我们能够研究集群的内在特性独立的红化和恒星拥挤和探测的质量密度分布，而不需要量化的质光比。将每个脉冲星的自旋和轨道周期与King模型预测的加速度联系起来，我们发现核心密度为$1.58\times$ 10 $^6$ M $_\odot$ pc $^{-3}$，核心半径为0.16 pc，脉冲星密度分布为$n\propto r^{-3.14}$，总质量为M $_{\rm T}$（$R_\perp<$ 1.0 pc）$\simeq3.0\times$ 10 $^5$ M $_\odot$，假设星团距离为5.9 kpc。利用这些信息，我们反对泰山5是一个被破坏的矮星系，并讨论了泰山5是银河系原凸起碎片的可能性。我们还讨论了低质量的超新星是通过电子捕获超新星形成的，还是存在于一个充满重白矮星和硬双星的核心中。最后，我们提供了一个可能的黑洞在集群的核心3.0 $\times$ 10 $^4$ M $_\odot$的质量上限。
2017-07-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Subpulse Drifting and Periodic Nulling in single pulse emission of PSR B2000+40
我们已经进行了详细的研究，从脉冲星B2000 + 40（J2002 + 4050），在1.6 GHz的频率使用Effelsberg射电望远镜观察到的单脉冲发射。脉冲星有三个没有很好分离的组成部分，中心部分类似于核心发射。我们已经研究了调制单脉冲的行为，使用波动谱分析表明存在两个突出的周期性，约2.5 $P$和40 $P$，分别。较短的周期性与子脉冲漂移现象有关，并且在中央核心分量中不存在。漂移显示大的相位变化conal组件。此外，周期性调制随时间有显着的演变，非常尖锐和高度扩散的功能之间变化。除了漂移之外，脉冲星在单脉冲序列中也存在零化现象。波动谱中较长的周期特征与零化行为有关。脉冲星加入了一个选择组，它显示了相位调制漂移的存在，以及在核心发射的存在下，周期性零。这进一步证明了这两种现象彼此不同，具有不同的物理起源。
2020-08-07 astro-ph.HE
Role of rotation and polar cap current on pulsar radio emission and polarization
脉冲星的自转和PC流等扰动对脉冲星的射电辐射和偏振有很大的影响。这两种效应在文献中没有被同时考虑，然而，每一种效应都被单独考虑，并通过简单地叠加它们来推导出图像，但这种方法可能导致虚假的结果。因此，通过考虑脉冲星旋转和PC-电流扰动在一起，而不是一次一个，我们已经开发了一个单粒子曲率辐射模型，预计将更加现实。通过模拟一组典型的脉冲轮廓，我们试图解释脉冲星射电辐射和偏振的大部分观测结果。该模型预测，由于扰动的前沿分量可以变得更强或更弱，比相应的尾随在任何给定的圆锥取决于通过的视线和调制（非均匀源分布）。此外，我们还发现偏振角拐点相对于纤芯分量的相位延迟很大程度上取决于观察几何。当扰动和调制变得显著时，在芯主导的情况下，圆偏振的符号反转和偏振角摆动之间的相关性变得模糊。然而，负圆偏振与增加的偏振角相关联的相关性，反之亦然，在圆锥双散射的情况下非常清楚地显示。偏振角摆动中的“扭结”型失真可能是由于在强扰动存在下调制发射的非相干叠加。
2013-03-12 astro-ph.HE
Gamma-ray Emission from the Vela Pulsar Modeled with the Annular Gap and Core Gap
船帆座脉冲星代表了一组独特的γ射线脉冲星。费米γ射线观测表明，它的光变曲线有两个尖锐的峰（P1和P2），相位差为0.42，第三个峰（P3）位于桥区。P3的位置和强度与能量有关。我们采用三维磁层模型模拟了环隙和核隙的γ射线光变曲线、相位平均谱和相位分辨谱。我们发现，加速电场沿场线在环形间隙区域随高度而减小。高能GeV带的辐射来源于加速的初级粒子的曲率辐射，而次级粒子的同步辐射对低能γ射线带（0.1 - 0.3 GeV）也有贡献。γ射线光变曲线峰P1和P2产生于零电荷面高度附近的环隙区，而P3和桥发射产生于芯隙区。P3在不同能带的强度和位置取决于发射高度。Vela脉冲星的射电辐射应该产生在环隙的高空狭窄区域，这导致射电相位滞后约0.13。
2011-02-12 astro-ph.HE hep-ph hep-th
The origin of the frequency-dependent behaviour of pulsar radio profiles
我们提出了进一步发展的脉冲星发射模型的基础上多个流偏离磁偶极子轴，并形成方位角结构的扇形光束。结果表明，这种几何形状，成功地测试了具有分叉功能的配置文件，自然解决了几个经典的脉冲星问题，避免了传统的嵌套锥/芯模型的一些困难。这对于具有几个组分的剖面（例如T、Q和M类剖面）最明显，因为它们最清楚地表现出先前在锥模型中解释的一系列效应。特别是，没有参考的极性磁通量管的喇叭形边界，流模型解释了明显的半径到频率的映射（RFM），包括其减少的强度的内部对组件。中心部分（表观“核心”）相对于两侧（“圆锥”）部分的质心的滞后也可以自然地解释，而不必参考位于不同高度的发射环。流模型还揭示了为什么毫秒磁星，尽管他们更强烈的耀斑磁场线，不表现出强大的RFM作为正常的磁星。然后，该模型成功地再现了M级和毫秒级等完全不同的对象的特性，包括后者的一些特性。因此，我们毫不犹豫地提出这样的观点，即双锥星具有由外流产生的扇形束，而嵌套的锥/核束很可能根本不存在。
2014-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modulation of pulse profile as a signal for phase transitions in a pulsar core
详细计算了相变引起的密度涨落对脉冲星转动惯量的影响对脉冲星脉冲的影响。我们代表一般的统计密度波动使用一个简单的模型，其中的初始转动惯量张量的脉冲星（采取对角线这里）被假定为随机的额外贡献，其每个组件被认为是高斯分布，具有一定的宽度，其特征在于密度波动的强度$ε$。使用样本值的$ε$，（和脉冲星变形参数$η$），我们数值计算详细的脉冲修改通过求解欧拉方程的脉冲星的旋转动力学。我们还给出了分析估计，可用于任意值的$ε$和$η$。我们发现，有非常具体的模式，在扰动脉冲，这是观察到的调制脉冲在很大的时间周期。考虑到密度涨落的衰减最终导致脉冲星内部的均匀相位，MI张量的非对角分量也最终消失。因此，由于诱发的摆动（来自非对角MI分量）引起的脉冲的修改也将最终消失。这使得人们能够区分这些瞬态脉冲调制的影响，任何摆动最初存在。此外，这些调制在时间上的衰减直接关系到脉冲星中密度波动的弛豫，从而提供关于脉冲星内部发生的相变的性质的有价值的信息。
2022-04-12 astro-ph.HE hep-ph nucl-ex
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 Core-envelope Analytic Model for the Vela Pulsar
本文研究了{Ref 1}、{Ref 2}中提出的实芯-包络模型，它们对应于致密性参数$u \equiv M/a$ = 0.30和0.25（几何单位的质量与尺寸比）。可以看出，这些模型能够解释船帆座脉冲星的毛刺愈合参数$G_h = I_{\rm core}/I_{\rm total} < 0.55$ {Ref 3}的所有观测值。对于船帆座脉冲星，在$M = 3.079M_\odot - 2.263M_\odot$、$z_a = 0.581 - 0.414$和$I_{\rm Vela,45} =6.9 - 3.5$（其中$I_{45}=I/10^{45}\rm g{cm}^2$）范围内，模型分别给出了质量$M$、表面红移$z_a$和转动惯量$I_{\rm Vela}$的最大值，$u = $值为0.30和0.25，表面密度指定值为$E_a = 2\times 10^{14}\rm g{cm}^{-3}$ {Ref 4}。质量值低于上述值（所谓的实际质量范围，$M = 1.4\pm0.2 M_\odot$，但显著高于不切实际的质量范围$M \leq 0.5M_\odot$（在文献中根据致密核物质状态方程（EOSs）的参数化中子星（NS）模型获得船帆座脉冲星{Ref 3}）并且对于对应于$u < 0.25$值的上述$G_h$值的范围，同样可以获得其它参数。模型被发现是因果一致的，引力约束和脉…
2021-06-03 astro-ph.HE gr-qc
Probing dense matter in compact star cores with radio pulsar data
除了对撞机实验之外，对致密恒星的天体物理观测提供了关于极端条件下物质的另一个重要信息来源。关于中子星的最大和最精确的数据集是射电望远镜的计时数据。我们展示了如何使用这些独特的数据来了解致密恒星内部的超致密物质。该方法依赖于基于特殊的全球振荡模式（r-模式），发射引力波的天文地震学。它们会阻止恒星以它们观察到的高频率旋转，除非这些模式的阻尼（由物质的微观性质决定）可以阻止这种情况。我们表明，对于每种形式的物质有一个独特的区域中的频率/自旋下降率图中的r-模式可以存在。我们发现，恒星包含unapped夸克物质是一致的，与观测到的无线电和X射线数据，而即使考虑到相当大的不确定性，中子星模型与标准的粘性阻尼不一致的数据集和额外的阻尼机制将是必需的。
2014-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The contrasting magnetic fields of superconducting pulsars and magnetars
本文研究了核内含有II型超导质子的中子星（NS）的平衡磁场位形。与没有特殊场强的正常物质方程不同，超导体方程包含了$10^{15}$ G阶的低临界场。我们发现，这个临界场的比例，在壳核边界的平滑平均恒星场是决定的字段的几何形状的关键功能。我们的结果表明，脉冲星和磁星的强度场有显着不同的配置。因此，具有$B_\textrm{pole}\sim 10^{14}$ G的NS的场衰减可能导致大量的内部重排，将环向场分量推出核心;这可能与观察到的磁星活动有关。此外，我们还计算了模型的磁致椭圆率。
2014-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR cond-mat.supr-con
Toward an Empirical Theory of Pulsar Emission XII: Exploring the Physical Conditions in Millisecond Pulsar Emission Regions
2.7毫秒脉冲星J 0337 +1715的五分量剖面似乎是迄今为止毫秒脉冲星（MSP）核心/双锥发射束结构的最佳例子。此外，其他三颗MSP，双星脉冲星B1913+16，B1953+29和J1022+1001，似乎表现出核心/单锥轮廓。这些配置是显着的和重要的，因为它还不清楚是否MSP和慢星表现出类似的发射束配置，因为它们有相当小的磁层尺寸和磁场强度。因此，MSP为研究脉冲星射电辐射提供了一个极端的背景。沿着磁极通量管的粒子流通过无线电发射区将极帽上方的过程连接到光柱和外部环境。在慢等离子体中，无线电发射高度通常在磁场接近偶极的地方周围约500公里，对那里的物理条件的估计表明，辐射低于等离子体频率，并通过曲率过程从带电孤子发射。我们能够估计四个MSP的排放高度，并在其低得多的排放区域进行类似的物理条件估计。我们发现强有力的证据表明，MSP也辐射的曲率发射带电孤子。
2017-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
