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
Young and Millisecond Pulsar GeV Gamma-ray Fluxes from the Galactic Center and Beyond
伽玛射线观测表明，类星体是将转动能量转换成GeV光子的有效转换器，确定它们对伽玛射线背景的贡献具有广泛的意义。我们从年轻（<~百万年）和毫秒（~Gyr）的银河系脉冲星种群的流量预测。我们发现，未解决的恒星可以产生一个显着的部分，多余的GeV伽马射线附近的银河系中心和逆康普顿通量的内部kpc的费米推断类似。我们比较年轻的脉冲星人口和毫秒脉冲星人口的伽马射线和射电观测的约束模型。总的来说，我们发现，年轻的彗星应该超过毫秒彗星作为不相关的伽马射线点源在这个地区。在银河系中心附近发现的年轻射电脉冲星的数量与我们的年轻脉冲星人口模型一致。在高纬度更深的射电观测可以限制来自星系内部的年轻和毫秒双星的总伽马射线发射。虽然这是朝着更好地理解银河系中的脉冲星、宇宙射线和寻找暗物质迈出的一步，但我们也讨论了一些有趣的谜题，这些谜题来自脉冲星发射和演化的基本物理学。
2016-01-25 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Timing of young radio pulsars I: Timing noise, periodic modulation and proper motion
年轻恒星的平稳降旋受到两种非确定性现象的扰动：毛刺和定时噪声。虽然定时噪声提供了对极端密度下的核物理和等离子体物理的见解，但它是高精度脉冲星定时实验的障碍。本文提出了一种改进的基于贝叶斯推理的方法，用于同时模拟用64 m Parkes射电望远镜观测了$\sim$ 10年的85个高$\dot{E}$射电望远镜样本的随机和确定性参数。定时噪声是一个红色的过程，我们开发了一个参数化的基础上的红色噪声幅度（$A_{\rm red}$）和频谱指数（$β$）。我们测量的中位数$A_{\rm red}$为$-10.4^{+1.8}_{-1.7}$ yr $^{3/2}$和$β$为$-5.2^{+3.0}_{-3.8}$，并表明定时噪声的强度与$ν^{1}|\dotν|^{-0.6\pm0.1}$成正比，其中$ν$是脉冲星的自旋频率，$\dotν$是其自旋下降率。最后，我们测量了19颗恒星的重要制动指数，两颗恒星的自行，并讨论了五颗恒星到达时间的周期性调制。
2019-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spin evolution of young pulsars
通过对制动指数测量的汇编，回顾了目前对年轻恒星自旋演化的认识。一个直接的结论是，所有具有测量制动指数的恒星的自旋演化并不纯粹是由恒定的磁偶极子引起的。PSR J1734-3333的情况及其向磁星的向上运动被用作指导，试图理解为什么磁星以n < 3的方式演化。不同脉冲星家族之间的演化，由隐藏的内部磁场的出现所驱动，似乎是一种可能的图景。
2012-11-22 astro-ph.HE
The Galactic population and properties of young, highly-energetic pulsars
年轻的、未再循环的、自旋能量Edot >10^35 erg/s的恒星主要是在伽马射线和射电波长处采样的。目前已知共有137个这样的辐射源，在无线电和伽马射线中可探测到的辐射源之间有部分重叠。我们使用一个非常小的假设，试图测试是否可以解释一个单一的潜在人口的中子星的脉冲星样本。对于射电辐射，我们假设一个正则圆锥束，在所有的自旋周期内，其辐射高度都是固定的，并且光度定律依赖于Edot^{0.25}。对于γ射线发射，我们假设外能隙模型和依赖于Edot^{0.5}的光度定律。我们合成了一个快速旋转的人口，出生率为每100年一个。我们发现，这个简单的模型可以再现观察到的人口的两个警告的大部分特征。第一个是在最高Edot处的伽马射线散射体的不足，我们认为这是一种观测选择效应，因为在没有射频先验知识的情况下，在存在毛刺的情况下很难找到伽马射线散射体。第二种是脉冲间发射的射电望远镜的缺陷，这可能与射电发射物理有关。我们讨论了这些发现的影响。
2020-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The annular gap model for gamma-ray emission from young and millisecond pulsars
来自超新星的脉冲高能辐射还没有被完全理解。本文利用三维自洽环隙模型研究了费米伽玛射线空间望远镜观测到的年轻和毫秒双星的光变曲线。环形间隙可以产生高能量的短周期辐射。环形间隙区域如此之大，以至于它们具有足够的电势降来加速带电粒子以产生伽马射线光子。对于年轻的中子星，发射区是从中子星表面到大约一半的光柱半径，峰值发射率在零电荷表面附近。毫秒脉冲星的发射区远低于年轻脉冲星的发射区。更高能量的伽马射线发射来自磁层中更高的高度。利用环隙模型模拟了三颗年轻双星（蟹状星云、船帆座星云和Geminga星）和三颗毫秒双星（PSR J 0030 +0451、PSR J 0218 +4232、PSR J 0437 -3715）的光变曲线。我们的模拟可以再现所观察到的光变曲线的主要特性。
2010-04-19 astro-ph.HE
Young Pulsars and the Galactic Center GeV Gamma-ray Excess
对费米数据的研究表明，银河系中心（GC）周围有过量的GeV伽马射线，这可能是由于暗物质。我们发现，年轻的伽马射线双星可以产生类似的信号。首先，高浓度的GC超新星自然会导致一群关于GC对称的被踢星。第二，当光谱较软的非常年轻的类星体位于银道面附近时，随着年龄的增长，光谱变硬的类星体会以更大的角度聚集。这种组合，包括未解决的前景光谱，跟踪的形态和光谱的过剩。
2015-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
Targeted search for young radio pulsars in the SMC: Discovery of two new pulsars
我们报告了十多年来在小麦哲伦星云（SMC）中发现的第一个旋转动力行星。PSR J 0043 -73和PSR J 0052 -72是在对MCSNR J 0127 -7332的帕克斯多波束（PMB）巡天中发现的，还有5个新的、光学选择的超新星遗迹（SNR）候选者是由XMM牛顿巡天发现的。除了候选者，我们调整了PMB旋转，包括额外的9个SNR和脉冲星风星云。我们使用PRESTO的傅立叶分析搜索年轻的恒星（1 - 200 ms），以及使用快速折叠算法搜索更长周期的恒星（200 ms - 360 s）。我们有针对性的调查有一个极限通量密度为0.039毫焦耳的周期大于50毫秒。虽然不是主要的目标，这次搜索它也是敏感的毫秒彗星。PSR J 0043 -73的周期和色散测量值分别为937.42937（26）ms和115.1（3.4）pc cm $^{-3}$，PSR J 0052 -72的周期为191.444328（46）ms，DM为158.6（1.6）pc cm $^{-3}$。
2019-06-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a Young Gamma-ray Pulsar Associated with an Extended TeV Gamma-ray Source
自2008年6月发射以来，\emph{Fermi}伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜（LAT）极大地增加了我们对伽马射线天体的了解。其精细的点扩散函数和大的有效面积，结合时间差分方法，使其成为第一台能够发现新的伽马射线天体群的伽马射线仪器。我们将介绍最近发现的最年轻的（~4600年）无线电安静的伽玛射线脉冲星发现的盲频率搜索到目前为止：PSR J1022-5746，脉冲星与扩展TeV源。我们还提出了多波长观测的源，包括X射线观测。
2009-12-19 astro-ph.HE
The Thousand-Pulsar-Array programme on MeerKAT IV: Polarisation properties of young, energetic pulsars
本文利用MeerKAT望远镜观测了35颗高自旋低能射电星。极化配置文件和相关参数。我们推导出的几何形状的选择，显示脉冲间发射。我们指出，在某些情况下，这些无线电的辐射也应该看到在$γ$射线，但需要改进的无线电定时，以帮助高能量的检测。讨论了射电剖面宽度与高能探测能力之间的关系。最后，我们反映了自旋下降的能量和无线电极化分数之间的相关性，这可能对$γ$射线发射的影响。
2020-09-12 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Long-term timing and emission behavior of the young Crab-like pulsar PSR B0540-69
通过对Rossi X射线定时探测器15.8年的观测数据的分析，给出了年轻脉冲星PSR B 0540 -69的定时解和自旋性质。我们进行了部分相位相干时序分析，以减轻显着的影响，在这个脉冲星的时序噪声。我们还在数据集的大子集上执行完全相干的定时，以达到更精确的解决方案。除了先前报道的第一个故障经历的脉冲星，我们发现第二个故障，发生在MJD 52927 $\pm$ 4，与分数的变化，自旋频率$Δν/ν= (1.64 \pm 0.05) \times 10^{-9}$和自旋下降率$Δ\dotν/\dotν = (0.930 \pm 0.011) \times 10^{-4}$（从我们的完全相干分析）。我们测量的制动指数是一致的，在整个数据跨度，平均值$n = 2.129 \pm 0.012$，从我们的部分相干时序分析。我们还研究了这颗脉冲星的发射行为，没有发现明显的通量变化、耀斑、爆发型活动或脉冲轮廓形状变化的证据。虽然有强有力的证据证明PSR B 0540 -69与蟹状星云脉冲星的相似性，但它们在几个方面存在差异，包括毛刺活动，PSR B 0540 -69可以说类似于其他一些非常年轻的脉冲星。很明显，控制这些新近诞生的中子星的形成、演化和内部结构的特定过程可以有很大的不同，这反映在它们的观测特性上。
2015-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Galactic Population of Young Gamma-ray Pulsars
我们已经模拟了银河系的年轻恒星人口，并与费米LAT样本进行了比较，限制了这些自旋动力物体的出生特性，光束和演化。利用与观测到的自旋和脉冲特性分布相一致的定量检验，我们发现短诞生周期P_0 ~ 50 ms和产生于外磁层的γ射线束是强优先的。模拟的无线电探测和无线电安静的对象的相对数量与数据吻合得很好。虽然样本是本地的，外推到整个银河系意味着伽玛射线脉冲星出生率1/（59年）。这被证明是在很好的协议与估计的银河系核心崩溃率和当地密度的OB恒星祖先。如果费米LAT观测持续10年，我们给出了预期的年轻脉冲星探测的数量的预测。与尚未解决的毫秒星的潜在重大贡献相比，我们发现年轻的毫秒星对银河伽马射线背景的贡献很小。
2010-11-24 astro-ph.HE
Low X-ray Efficiency of a Young High-B Pulsar PSR J1208-6238 Observed with Chandra
高磁场源（高B源）是连接磁星和常规旋转源的关键源，也是理解磁星活动起源的关键源。我们第一次对最年轻的高硼天体PSR J 1208 -6238的X射线通量进行了严格的上限估计;钱德拉10 ks的观测表明没有显著的源。根据发射模型，3sigma上限的内在0.5-7 keV通量为（2.2-10.0）e-14 erg/s/cm 2。
2020-11-06 astro-ph.HE
Connecting the Young Pulsars in Milky Way Globular Clusters with White Dwarf Mergers and the M81 Fast Radio Burst
本文提出银河系球状星团中的年轻脉冲星源于经历核坍缩星团中的白矮星并合，其自转减慢过程重现了观测特征，并推测其可能是M81快速射电暴的能源中子星后代。
2023-06-23 astro-ph.HE
Magnetic field growth in young glitching pulsars with a braking index
在孤立中子星自旋演化的标准情形中，年轻的脉冲星会因表面磁场B不变而减速。因此，脉冲星在自旋周期和自旋周期时间导数的相空间中遵循恒定的B轨道。这样的演化预测了制动指数n = 3，而场是恒定的，并且当场衰减时n > 3。这与所有9个观察值n < 3形成对比。在这里，我们考虑一个磁场，它在出生后不久就被掩埋，并扩散到表面。我们使用一个增长的表面磁场模型来拟合三个n最低的天体的观测结果：PSR J 0537 -6910，n =-1.5，PSR B 0833 -45（船帆座），n = 1.4，PSR J1734-3333，n = 0.9。通过匹配每个脉冲星的年龄，我们确定了它们出生时的磁场和自旋周期，并确认了PSR J1734-3333的磁星强度场。我们的研究结果表明，所有三个恒星都以类似于中心致密天体（CCO）的方式形成，但由于吸积质量的不同而有所不同。我们认为，磁场的出现可能发挥作用的独特的小故障行为的低制动指数approximars，我们提出的小故障行为和特征年龄作为可能的标准，在搜索CCO的后代。
2015-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the polar cap cascade pair multiplicity of young pulsars
我们研究了在各种条件下年轻脉冲星极帽中电子对的产生效率，以估计脉冲星磁层中电子对等离子体的最大可能多重数。我们开发了一个半解析模型计算的级联多重性，它允许有效的探索参数空间，并证实它与直接的数值模拟。为了评估影响级联效率的不同因素，对创建过程被认为是分开的粒子加速，与最近的自洽非稳态模型对级联描述的初级粒子的加速。我们认为，最有效的级联工作在曲率辐射/同步加速器制度，在脉冲星磁层对等离子体的最大多重数是~几个× 10^5。年轻高能脉冲星磁层中的等离子体对多重数与磁场强度和磁场线的曲率半径的关系很弱，而与脉冲星倾角的关系较强。这一结果对脉冲星风星云理论中关于等离子体对多重性很高的假设提出了质疑。
2018-03-23 astro-ph.HE
Gravitational wave emission and spindown of young pulsars
年轻恒星的旋转频率系统地低于它们的理论开普勒极限。R模式被认为是对这一观察结果的可能解释。借助半解析表达式，我们对年轻恒星的自旋下降和发射的引力波进行了定量分析，这些表达式可以用来评估由于微观物理不确定性的影响而导致的r模情形的不确定性。我们发现，年轻的中子星的r-模式自旋下降的频率是令人惊讶的不敏感的微观细节和饱和振幅。将我们的结果与天体物理数据进行比较，我们发现对于一个足够大的饱和振幅范围，r-模式提供了一个可行的自旋下降方案，并且所有观察到的年轻的恒星很可能已经在r-模式不稳定区域之外。因此，最有希望的引力波探测源是与最近的超新星有关的未观测到的中子星，我们发现先进的LIGO应该能够看到其中的几个。我们发现引力波应变振幅与r模饱和振幅和微观物理完全无关，仅在百分之几十的范围内依赖于饱和机制，而引力波频率则依赖于振幅，并给出了期望的时间参数范围，为今后寻找有希望的源提供了依据.
2013-10-13 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
PSR J1755$-$2550: A young radio pulsar with a massive, compact companion
在短轨道周期的双星系统中发现的射电双星通常是快速旋转的，这是通过其伴星的质量转移进行再循环的结果;这个过程也被认为会降低被再循环的中子星的磁场。在这里，我们报告的时间观测最近发现的二进制PSR J1755 $-$ 2550，并发现这颗脉冲星是一个例外：与2.1万年的特征年龄，它是相对年轻的，此外，与315毫秒的自旋周期和表面磁场强度在其两极的0.88 $\times$ 10 $^{12}$ G的脉冲星没有被回收的迹象。根据它的时间和轨道特征，脉冲星要么有一颗大质量白矮星（WD），要么有一颗中子星（NS）伴星。为了区分这两种情况，我们搜索了一个潜在的回收脉冲星同伴的无线电观测和分析档案光学数据的一个潜在的WD同伴。这两项工作都没有得出结论性的检测结果。我们应用人口合成模型，并发现这两种解决方案是大致相同的可能性。我们的人口合成还预测了0.90 M $_{\odot}$的伴星PSR J1755 $-$ 2550的最小质量，我们模拟了系统失控的速度，由此产生的WDNS系统可能合并，并可能产生富钙超新星。无论PSR J1755 $-$ 2550拥有WD或NS伴星，它肯定是一个罕见的射电双星亚群的成员。
2018-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hall drift and the braking indices of young pulsars
年轻射电星的制动指数测量值都小于磁偶极制动下自旋的预期值。我们调查磁场演化的中子星地壳由于霍尔漂移作为观测到的制动指数的解释。使用数值模拟和半解析模型，我们表明，一个$\approx 10^{14}\ {\rm G}$四极环向场在出生时的中子星地壳导致增长的偶极矩的速率足够大，以符合测量的制动指数。一个关键因素是地壳屈服于在演化过程中积累的磁应力的密度，这设定了一个特征性的最小霍尔时间尺度。观测到的带有$\lesssim 10^{13}\ {\rm G}$偶极子场的双星的制动指数可以在这张图中得到解释，尽管在某些情况下需要一个显著的八极分量。对于磁场较强的脉冲星，即具有$B_d\gtrsim 10^{13}\ {\rm G}$的脉冲星，我们发现，在脉冲星达到当前年龄之前，地壳中的磁应力超过了最大剪切应力，这可能会淬灭霍尔效应。这可能对在高磁场射电脉冲星PSR~ J 1846 -0258中看到的磁星活动有影响。因此，对制动指数的观测可能是一个新的证据，证明中子星含有明显强于偶极场的次表面环形场，并可能表明霍尔效应在比以前认为的更广泛的中子星中很重要。
2014-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Search for Rapidly Spinning Pulsars and Fast Transients in Unidentified Radio Sources with the NRAO 43-Meter Telescope
我们从NRAO VLA巡天（NVSS）目录中选择了75个未识别的射电源，以寻找快速旋转的射电星和短而分散的射电爆发。这些源是射电明亮的，没有识别或光源重合，线性偏振超过5%，并且在星表中空间上无法分辨。如果这些源是快速旋转的脉冲星（例如亚毫秒脉冲星），则由于仪器和计算的限制，遮蔽效应或衍射闪烁，以前的大规模脉冲星调查可能会错过检测。亚毫秒脉冲星的发现将极大地限制中子星的状态方程，并将对预测高度回收的X射线脉冲星快速减速到毫秒周期的模型产生影响，例如，吸积盘退耦。这些相同的来源以前在610兆赫的脉动搜索不成功的洛弗尔望远镜在Jodrell银行。这项新的搜索是在一个不同的时期进行的，在NRAO 43米望远镜上有一个新的800 MHz后端，中心频率为1200 MHz。我们的搜索是敏感的亚毫秒级在高度加速的二进制系统和短暂的瞬态脉冲。没有从任何目标源检测到周期性或瞬态信号。我们的结论是，衍射闪烁，色散拖尾，和二进制加速是不太可能阻止检测的绝大多数来源，如果他们是pneumatars，虽然我们不能排除日食，调零或间歇性发射，或无线电干扰作为可能的因素，一些非检测。其他（推测性的）可能性包括无线电发射的磁性激变变星或具有对齐的磁轴和自旋轴的更古老的恒星。
2013-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signs of magnetic accretion in young Be/X-ray pulsar SXP 1062
本文讨论了新发现的年轻Be/X射线长周期脉冲星SXP 1062中中子星的自旋行为。观测到这颗恒星的自转周期为1062 s，自转速率为~ - 2.6 \times 10^{-12} Hz s^{-1}。我表明，所有的传统吸积的情况下遇到的主要困难解释的脉冲星的快速自旋下降。然而，这些困难可以避免磁吸积的情况下，中子星被假定为从磁化风吸积。只要中子星表面磁场为B_* ~ 4 \times 10^{13} G，脉冲星的自旋降速就可以在这种情况下得到解释。我证明了这种情况下脉冲星的年龄在（2-4）\times 10^4年的范围内，这与观测结果是一致的。简要讨论了脉冲星的自旋演化。
2012-05-27 astro-ph.HE
Searching for the optical counterparts of two young gamma-ray pulsars
我们报告的第一次深光学观测的两个$γ$射线天体，都是最早发现的{ \em费米}伽马射线太空望远镜。这两颗恒星分别是TeV脉冲星风星云MGRO\，J1908+06中的射电强PSR\，J1907+0602和Taz射电/X射线星云中的射电静PSR\，J1809 $-$ 2332。这两颗恒星相对年轻且能量充沛，都被\xmm在X射线中探测到，这使得它们成为光学观测的可行目标。我们在2015年6月/7月用甚大望远镜（VLT）观测了B和V波段的脉冲星场，以寻找它们的光学对应物。对于PSR 1，J1907+0602和PSR 1，J1809 $-$ 2332，两种干扰物均未检测到$3σ$极限值$m_{\rm v} \sim 26.9$和$m_{\rm v} \sim 27.6$。我们讨论了这些结果的框架内的多波长的发射特性的类星体。
2016-09-01 astro-ph.HE
Limits on Planet Formation Around Young Pulsars and Implications for Supernova Fallback Disks
我们已经搜索了一个样本的151个年轻的，充满活力的恒星脉冲到达时间的周期性变化所产生的行星同伴的影响。我们对质量比光学凌日计时检测到的质量低两个数量级的物体很敏感，但我们没有发现脉冲星行星的令人信服的证据。对于最有可能拥有行星的老恒星，我们可以排除三分之一样本中的水星类似物，以及质量为$>0.4 M_{\oplus}$、周期为$P_b<1$ yr的行星，只有5%的系统除外。如果脉冲星行星主要是由超新星后备盘形成的，这些限制意味着这些盘不会形成，被限制在$<0.1$ AU半径内，被破坏，或者形成行星的速度比原行星要慢（$>2$ Myr）。
2015-07-23 astro-ph.EP astro-ph.HE
Timing six energetic rotation-powered X-ray pulsars, including the fast-spinning young PSR J0058-7218 and Big Glitcher PSR J0537-6910
测量脉冲星的旋转演化对于理解脉冲星的性质至关重要。在这里，我们提供了更新的定时模型的旋转演变的六个恒星，其中五个旋转相位连接主要使用NICER X射线数据。对于新发现的快速高能年轻脉冲星PSR J 0058 -7218，我们将其计时模型的基线从1.4天增加到8个月，不仅可以更精确地测量其自旋下降率nudot =（-6.2324+/-0.0001 x10 ^-11 Hz s^-1），而且第一次得出了自旋速率的二阶时间导数nuddot =（4.2+/-0.2 x10 ^-21 Hz s^-2）。最快最有活力的年轻脉冲星PSR J 0537 -6910（16毫秒的自旋周期），我们检测到4个故障，在4.5年的NICER监测中总共有15个故障，并表明它的自旋下降行为继续将这颗脉冲星与其他所有脉冲星区分开来，包括长期制动指数n = -1.234+/-0.009和在故障之后长时间渐近于<~ 7的故障间制动指数。对于PSR J1101-6101，我们测量了一个更准确的自旋下降率，与以前的值一致，没有相位连接。对于PSR J1412+7922（也称为Calvera），我们将其时序模型的基线从之前的1年模型延长至4.4年，对于PSR J1849-0001，我们将基线从1.5年延长至4.7年。我们还通过拟合2009-2019年以前的无线电和X射线自旋频率以及使用2018 NuSTAR和2021 Chan…
2022-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synchrotron Emission From Young And Nearby Pulsars
PAMELA合作报告的宇宙射线正电子分数的上升引起了人们对高能电子和正电子的天体物理来源的极大兴趣，其中包括高能电子和正电子。在本文中，我们计算了从ATNF星表中包含的376颗年轻恒星（<10^6年）注入的电子和正电子的同步辐射光谱，并将我们的结果与观测结果进行了比较。我们发现，如果像船帆座和蟹状星云这样的天体注入了约10^48尔格或更多的高能电子和/或正电子，它们就有望在同步加速器的天空中产生明亮而独特的特征。有趣的是，我们预测硬同步辐射从这些地区的天空，这是定性相似的WMAP观察到的。
2010-01-11 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Diffuse emission of TeV Neutrinos and Gamma-rays from young pulsars by Photo-meson interaction in the galaxy
一般认为，年轻的快速旋转的质子星是粒子加速的重要场所，如果磁矩反平行于自旋轴（$\vecμ\cdot\vecΩ<0$），质子可以在极帽区以上被加速到相对论能量。为了获得TeV的银河系扩散中微子和γ射线，首先，我们用蒙特卡罗（MC）方法在银河系中产生了年龄小于$10^6$ yrs的年轻中微子样本;其次，高能质子与软X射线光子相互作用，通过光子过程产生中微子和高能γ射线（$p+γ\rightarrow Δ^+\rightarrow n+π^+/p+π^0$），这些X射线光子来自于中子星表面。结果表明，中微子的TeV扩散通量低于背景通量，这表明目前的中微子望远镜很难探测到它。
2013-04-14 astro-ph.HE
Braking indices of young radio pulsars: theoretical perspective
最近，Parthsarathy等人分析了85个年轻射电望远镜的长期定时观测。他们发现11个物体的制动指数范围为$\sim 10-100$，远离经典值$n=3$。他们还注意到$n$的测量值与射电脉冲星的特征年龄之间存在轻微的相关性。本文系统地分析了大制动指数的可能物理成因。我们发现，这些测量结果中的一小部分可能是由脉冲星的一个看不见的超宽伴星的引力加速度或岁差引起的。剩余的制动指数既不能用脉冲星双折射角演化来解释，也不能用极向磁场的复杂高阶多极结构来解释。最合理的解释是极向偶极磁场的衰减，在一些年轻的天体中，极向偶极磁场的时间尺度为$\sim 10^4-10^5$年，但在其他射电天体中，极向偶极磁场的时间尺度明显更长。这种衰减可以解释测量的$n$的幅度以及$n$与特征年龄之间的某些相关性。这种衰变可能是由某些孤立的射电星地壳中的晶体杂质增强引起的，或者更有可能是由于低质量中子星缓慢冷却导致电子散射声子而引起的电阻率增强。如果这种效应确实是磁场快速衰减的主要原因，表现为大的制动指数，我们预测，具有大制动指数的恒星比具有$n\approx 3$的恒星更热。
2020-08-26 astro-ph.HE
Statistical tests of young radio pulsars with/without supernova remnants: implying two origins of neutron stars
年轻超新星的性质及其与超新星遗迹的关系一直是人们感兴趣的话题。目前已公布银河系中的383个SNR，它们与64个射电星和46个高能发射的射电星相关联。然而，我们注意到，有630颗自转周期小于0.5秒的年轻射电双星尚未观测到它们周围或附近的信噪比，这就产生了一个问题：这两类年轻射电双星是否具有明显的特征？在这里，我们采用统计检验的两组年轻的射电天文台（52）和无（630）信噪比，以揭示他们是否共享不同的起源。Kolmogorov-Smirnov（K-S）和Mann-Whitney-Wilcoxon（M-W-W）检验表明，两种样品的自旋周期（$P$）、自旋周期导数（$\dot P$）、表面磁场强度（$B$）和能量损失率（$\dot E$）参数具有不同的分布。同时，在$\rm10-20\,Kyr$之后，在不同的降转年龄下，有和没有SNR的转子之间的累积数量比显著降低。因此，我们提出，存在的两种类型的超新星（SNe），对应于它们的SNR寿命，这可以大致归因于低能量和高能量的SNe。此外，低能量SNe可以由$\rm8-12\,M_{\odot}$祖细胞形成，例如，而$\rm12-25\,M_{\odot}$的主序星可能通过铁芯坍缩产生高能SNe。
2021-10-01 astro-ph.HE
Young neutron stars with soft gamma ray emission and anomalous X-ray pulsar
软伽玛重复站和中性X射线脉冲星（SGR/AXP）的观测特性表明，需要不同于中子星转动能的能量源。分析了强磁化中子星（磁星）中能量来源与磁场耗散相联系的模型。一些观察的不一致性表明这种解释。讨论了与低质量中子星非平衡层中超重核核能有关的替代能源。
2017-02-27 astro-ph.HE
The dissipation of toroidal magnetic fields and spin-down evolution of young and strongly magnetized pulsars
磁星是一种主要由超高磁场提供动力的天体。它们是受欢迎的来源，本身有许多未解决的问题，但也与各种高能现象有关，如QPO，巨型耀斑，快速射电暴和超亮超新星。在这篇文章中，我们首先回顾了我们最近在磁星和旋转动力磁星中的环形磁场耗散方面的工作，然后回顾了年轻和强磁化磁星，特别是磁星的自旋下降演化。我们提出了一个有趣的和重要的磁化参数之间的关系，磁场在磁星地壳。最后，介绍了我们正在进行的两项工作：在热塑性流动模型中解释磁星的“反格利奇”事件和重新讨论与脉冲星自旋频率的二阶导数无关的制动指数$n$的表达式，并对今后的工作提出了一些建议。
2020-12-02 astro-ph.HE hep-th
Timing of young radio pulsars II. Braking indices and their interpretation
在本系列的论文I中，我们使用64米帕克斯射电望远镜的$\sim$ 10年定时观测，检测了19个年轻的高$\dot{E}$射电望远镜的制动指数（$n$）的显著值。在这里，我们调查这一结果更详细地使用贝叶斯脉冲星定时框架来建模定时噪声，并进行选择，以区分模型包含指数毛刺恢复和制动指数签名。我们表明，一致的值的$n$保持除了大量的档案数据，即使在故障的存在。我们提供了强有力的论据，我们的测量是不可能的，由于指数恢复信号从看不见的毛刺，即使毛刺在脉冲星的自旋频率的演变中发挥了关键作用。我们的结论是，至少在十年的时间尺度上，$n$的值可以显着大于典型的3，并讨论了演化的影响。
2020-03-30 astro-ph.HE
Einstein@Home discovery of four young gamma-ray pulsars in Fermi LAT data
我们报告发现了四个伽马射线天体，发现在计算密集型盲搜索的数据从费米大面积望远镜（LAT）。这些行星是使用一种新颖的搜索方法发现的，这种方法结合了通过Einstein@Home进行的志愿者分布式计算和最初在引力波天文学中开发的方法。主星PSR J 0554 +3107、J1422-6138、J1522-5735和J1932+1916年轻而充满活力，特征年龄在35 - 56 kyr之间，自旋下降功率在$6\times10^{34}$ - $10^{36}$ erg s $^{-1}$范围内。它们位于银道面，自转速率小于10 Hz，其中PSR J 0554 +3107的自转频率为2.1 Hz，是已知伽马射线脉冲星中最慢的。对于其中两颗新脉冲星，我们发现超新星遗迹在天空中重合，并讨论了这种关联的可能性。深层射电跟踪观测没有发现脉动，这表明从地球上看，所有四颗双星都是无线电安静的。这些发现是志愿者计算发现的第一个伽马射线源，激发了对许多其他不明LAT伽马射线源的盲脉冲星搜索。
2013-11-25 astro-ph.HE
The Einstein@Home Gamma-ray Pulsar Survey. I. Search Methods, Sensitivity and Discovery of New Young Gamma-ray Pulsars
我们报告的结果，最近的一个盲目的搜索调查的伽马射线天体费米大面积望远镜（LAT）的数据正在进行的分布式志愿者计算系统，爱因斯坦@家。该调查已经在118个不明脉冲星样源中搜索了脉冲，需要大约10，000年的CPU核心时间。总的来说，这次调查发现了17个新的伽马射线天体，其中13个是本工作中新报道的，以及一份附带的论文。这些恒星都是年轻的、孤立的恒星，其特征年龄在12 kyr到2 Myr之间，自旋下降的功率在$10^{34}$和$4\times10^{36}$ erg/s之间。其中两颗是目前已知的旋转速度最慢的伽马射线天体。一颗脉冲星在费米任务期间经历了一次非常大的故障$Δf/f \approx 3.5\times10^{-6}$。在这篇文章中，我们描述了在这次调查中使用的搜索方案，并估计了我们的搜索在不明费米LAT源脉动的灵敏度。一个这样的估计结果是，与Cas A超新星遗迹相关的伽马射线源的脉冲发射的比例上限为57%，这限制了中子星在其中心产生的脉冲伽马射线光子通量。我们还提出了精确的时间分析的结果，为每一个新发现的恒星。
2017-01-09 astro-ph.HE
A common four-beam geometry reveals altitude-stratified GeV pulses in canonical young pulsars
Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo（东京大学宇宙射线研究所）
通过Fermi数据揭示年轻脉冲星中分层的GeV脉冲结构，利用四束几何模型解释不同高度的辐射机制。
2026-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Young Pulsar Wind Nebulae: TeV Detectability and Their Pulsar Properties
在几十个年轻的脉冲星风星云中，有些已经在TeV γ射线（TeV PWNe）中被探测到，而另一些则没有（非TeV PWNe）。TeV辐射的可探测性与它们的自旋下降功率和中心夸克的特征年龄都不相关，决定可探测性的因素是一个悬而未决的问题。为了研究这个问题，我们研究了五个年轻的非TeV PWNe，3C 58，G310.6-1.6，G292.0+1.8，G11.2-0.3和SNR B 0540 -69.3的光谱演化。我们使用的光谱演化模型已被开发应用于年轻的TeV PWNe在我们以前的工作。非TeV PWNe的TeV γ射线通量上限给出了参数的上限或下限，例如PWN的年龄和进入磁能注入的自旋下降功率的分数（分数参数）。结合其他独立的观测和理论研究，我们可以猜测每个对象的参数的合理值。对于3C 58，我们倾向于年龄为2.5 kyr的参数和3.0 x10 ^{-3}的分数参数，尽管光谱建模本身并不排除年龄较短和分数参数较高的可能性。分数参数3.0 × 10 ^{-3}对于其他非TeV PWNe也是一致的，因此认为该值对于包括TeV PWNe在内的年轻PWNe是共同的。此外，我们还发现，这些中心的类星体的内禀性质是相似的，初始转动能为10^{48-50}尔格，磁能为10^{42-44}尔格（表面的偶极磁场强度为2 × 10 ^{12} -3 × 10 ^{13}G）。TeV的可探测性与注入的总能…
2012-12-03 astro-ph.HE
Observed glitches in 8 young pulsars
脉冲星脉冲周期的突然变化称为脉冲星毛刺。本文介绍了利用Ooty射电望远镜（ORT）和升级后的巨米波射电望远镜（uGMRT）对8颗脉冲星进行的高频差定时观测中发现的11个脉冲星毛刺。从我们的数据中测得的毛刺的相对幅度（$Δν/ν$）的范围从$10^{-6}$到$10^{-9}$。在这些故障中，有三个是新发现，首次报道。我们还重新分析了最大的脉冲星毛刺在蟹状星云脉冲星（PSR J0534+2200）通过拟合ORT数据到一个新的唯象模型，包括缓慢上升的后毛刺的演变。我们测量了使用愈合因子$Q=5.8\times 10^{-3}$在MJD 57734上检测到Vela毛刺后30天的指数恢复。此外，我们报告了PSR J1731 $-$ 4744中迄今为止最大的故障（$Δν/ν= 3147.9 \times 10^{-9}$）。
2019-12-18 astro-ph.HE
Fast radio bursts as giant pulses from young rapidly rotating pulsars
我们讨论了快速射电暴（FRB）与年轻恒星（年龄$\sim$几十到几百年）发出的超巨星脉冲的可能联系，这些恒星具有规则的磁场，但自旋周期很短--只有几毫秒。FRB是来自$d \lesssim 100$ Mpc距离的银河系外事件。大部分的分散措施（DM）来自新喷出的SNR壳的材料，对于一个给定的爆发DM应随时间而减少。由于膨胀的喷出物中的自由-自由吸收，预计在低于$\sim 300 $ MHz的频率下不会看到FRB。超新星可能在爆发前几年就被探测到了; FRB大多与恒星形成的星系有关。该模型要求一些脉冲星出生时具有非常快的旋转，大约为几毫秒。在年轻的高能恒星中观察到的自旋下降功率$\dot{E}$的分布与$\dot{E}$每十年的相等出生率是一致的。接受这种注入光谱和缩放的固有亮度的FRB与$\dot{E}$，我们预测以下性质的一个大样本的FRB：（i）最亮的观察事件来自一个广泛的分布的距离;（ii）对于重复爆发亮度要么保持几乎恒定（如果自旋下降时间比脉冲星的年龄长），否则随时间减小;在后一种情况下，DM $\propto \dot{E}$。
2016-03-09 astro-ph.HE
From young to old: the evolutionary path of Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云是迷人的系统，也是高能天体物理学的典型来源。由于它们的邻近，亮度，它们在多波长下发光的事实，特别是它们在伽马射线下的长寿命发射，模拟它们的属性对于正确解释可见星系特别重要。这方面的一个复杂因素是它们在不同年龄表现出的各种性质和形态。在这里，我们讨论了脉冲星风星云的演化阶段之间的差异，它们在过去是如何被模拟的，以及最近取得了哪些进展。我们从现象学，理论（特别是数值）和观测的角度来讨论，特别注意最近的结果和开放的问题，这些有趣的来源的物理。
2023-01-30 astro-ph.HE
Observations of one young and three middle-aged $γ$-ray pulsars with the Gran Telescopio Canarias
我们使用10.4米的加那利大望远镜来寻找四个孤立的$γ$射线天体的光学对应物，所有这些天体都被\xmm或\chan在X射线中探测到，但还没有被光学探测到。其中三颗是中年脉冲星- PSR\，J1846+0919（0.36百万年），PSR\，J2055+2539（1.2百万年），PSR\，J2043+2740（1.2百万年）-而一颗PSR\，J1907+0602，是一颗年轻的脉冲星（19.5万年）。对于PSR\，J1907+0602和PSR\，J2055+2539，我们发现一个物体靠近脉冲星位置。然而，在这两种情况下，这样的物体都不能成为脉冲星的可行候选对手。对于PSR\，J1907+0602，因为它意味着脉冲星的红色光谱，而对于PSR\，J2055+2539，因为脉冲星在假设的距离和星际消光下会不切实际地明亮（$r'=20.34\pm0.04$）。对于PSR\，J1846+0919，我们没有发现足够接近预期位置的物体来声称可能的关联，而对于PSR\，J2043+2740，我们证实了我们之前的发现，即最接近脉冲星位置的物体是一个不相关的场星。我们使用我们的亮度极限（$g' \approx 27$），第一次获得与PSR\，J1846+0919和PSR\，J2055+2539的大口径望远镜，以限制这些恒星的光发射特性，并调查在低能量的光谱翻转在其多波长光谱的存在。
2018-04-19 astro-ph.HE
Probing turbulence in the ionized interstellar medium using young pulsars. I. Dispersion measure variations
ASTRON, Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Australia Telescope National Facility, CSIRO（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO）；LPC2E, OSUC, Univ Orleans, CNRS, CNES, Observatoire de Paris（奥尔良大学 LPC2E 实验室）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究局空间科学分部）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理学与超级计算中心）
利用364颗年轻脉冲星18年的计时数据，通过DM变化约束电离星际介质湍流，发现多数变化符合Kolmogorov湍流，并识别出21颗短期DM变化超预期的脉冲星。
2026-10-07 astro-ph.HE
The Location of Young Pulsar PSR J0837$-$2454: Galactic Halo or Local Supernova Remnant?
我们提出了发现和年轻的（年龄$\sim 28.6$ kyr）脉冲星PSR J 0837 $-$ 2454的时间。根据它的高纬度（$b = 9.8^{\circ}$）和色散测量（DM $ = 143$ ~pc~cm $^{-3}$），脉冲星似乎处于$z$ -高度$>$ 1 kpc，在银河系的边缘附近。这是观测到的典型脉冲星群体的尺度高度的许多倍，这表明这颗脉冲星可能是在远离平面的地方诞生的。如果准确的话，年轻的年龄和高的$z$ -高度意味着这是已知的第一颗从失控的O/B星中诞生的脉冲星。在后续的成像与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA），我们发现脉冲星的流量密度$S_{1400} = 0.18 \pm 0.05$ mJy。我们没有发现一个明显的超新星遗迹周围的脉冲星在我们的ATCA数据，但我们检测到一个共同定位，低表面亮度区域的$\sim$ 1.5 $^\circ$范围内的档案银河系和河外全天MWA调查数据。我们还检测到共同定位H $α$从南方H $α$巡天图集排放。基于这两个探测结果的距离估计分别为$\sim$ 0.9 kpc和$\sim$ 0.2 kpc，这两个距离都比NE 2001模型（$6.3$ kpc）和YMW模型（$>25$ kpc）预测的距离小得多，并且使脉冲星更接近银河系平面。如果脉冲星/残骸协会成立，这一结果也突出了固有的困难，在分类的瞬变作为“银河系”（脉冲星）或“…
2021-04-23 astro-ph.HE
Magnetic field decay in young radio pulsars
磁场衰减在正常射电望远镜中的作用仍有争议。在本文中，我们提出的结果表明，在热年轻中子星的磁场衰减的插曲可以解释最近测量的十几个源的制动指数的异常值。在总人口中有几十个这样的热NS就足以解释可观测性。相对快速的衰变在年龄$\lesssim$ ~few~ $\times100$ ~kyrs时进行，具有相似值的特征时间尺度。我们推测这种衰变可能与电子在中子星壳层的声子散射有关。这种衰变随着中子星冷却而饱和。后来，由于地壳杂质的影响，衰变速度要慢得多。最后，我们证明了这一结果与我们早期的研究是一致的。
2020-11-11 astro-ph.HE
Out of the frying pan: a young pulsar with a long radio trail emerging from SNR G315.9-0.0
微弱的射电超新星遗迹SNR G315.9-0.0以其近似圆形的外壳边缘垂直向外延伸的细长痕迹而闻名。在用帕克斯望远镜的搜索中，我们发现了一颗年轻而充满活力的脉冲星，它位于这个准直线性结构的尖端。PSR J1437-5959的周期P = 61 ms，特征年龄tau_c = 114 kyr，自旋下降光度dE/dt = 1.4e36 erg/s。它非常微弱，在1.4 GHz处的通量密度约为75 μ Jy。根据其色散测量值549 pc/cc，我们推断d ~ 8 kpc。在这个距离上，对于与τ_c相当的年龄，在SNR中心诞生的脉冲星在天空平面上的速度是V_t = 300 km/s，尽管SNR/脉冲星系统可能比τ_c年轻，并且V_t > 300 km/s。高度准直的线性特征显然是PSR J1437-5959超音速通过SNR G315.9-0.0周围的星际介质时留下的脉冲星风迹。
2009-08-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Deep X-ray Observations of the Young High-Magnetic-Field Radio Pulsar J1119-6127 and Supernova Remnant G292.2-0.5
强磁场射电双星是理解磁星与常规射电双星之间联系的重要过渡天体。我们提出了一个详细的研究，年轻的射电脉冲星J1119-6127，它的特征年龄为1900年和自旋向下推断的磁场为4.1e13G，其相关的超新星遗迹G292.2-0.5，使用深XMM牛顿和钱德拉X射线天文台曝光超过120千斯从每个望远镜。脉冲星的辐射在2.5keV以下表现出强烈的调制，具有单峰轮廓和0.48+/-0.12的大脉冲部分。利用部分电离氢的磁性大气模型，我们发现所观测到的脉冲轮廓可以由一个温度为0.13keV、覆盖约三分之一恒星表面的单一热点产生，并且我们对具有相同面积的对跖热点的上限设定为0.08keV。表面温度分布的不均匀性可能是在强磁场下各向异性热传导的结果，并且单峰分布在高B射电望远镜中似乎很常见。对于相关的残骸G292.2-0.5，它的大直径可以归因于低密度风腔中的快速膨胀，可能是由沃尔夫-拉叶星的前身星形成的，类似于其他两个高B射电双星。
2012-11-12 astro-ph.HE
The impact of glitches on young pulsar rotational evolution
我们报告的74个年轻的恒星，已观察到的帕克斯64米射电望远镜在过去十年的时间计划。使用现代贝叶斯定时技术，我们已经测量了52个这些卫星中的124个毛刺的特性，其中74个是新的。我们证明，毛刺样本是完整的分数增加自旋频率大于$Δν^{90\%}_{g}/ν\approx 8.1 \times 10^{-9}$。我们测量了33辆汽车的制动指数$n$。在大多数这些恒星中，它们的旋转演化都是由$n > 10$的自旋下降事件所主导的，在大的故障发生时，自旋下降速率会发生阶跃变化。阶跃变化是这样的，即在毛刺上平均，长期$n$很小。我们发现$n$的毛刺间值与前一毛刺的降速变化除以毛刺间时间间隔之间存在接近一对一的关系。我们讨论的范围内的物理模型的结果。
2021-10-13 astro-ph.HE
The Young Pulsar J1357-6429 and Its Pulsar Wind Nebula
我们用{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton}天文台观测了年轻的脉冲星J1357- 6429。脉冲星光谱很好地符合吸收幂律模型（$Γ=1.7\pm0.6$）和黑体模型（$kT=140^{+60}_{-40}$ eV，$R\sim2$ km，距离2.5 kpc）的组合。在0.3- 1.1 keV的能量范围内，探测到了明显与热成分有关的$42%\pm5%$脉冲部分的强脉动。令人惊讶的是，在较高的能量，1.1- 10 keV的脉冲分数，似乎是较小的，$23%\pm4%$。小的热分量的发射区域对应于中子星（NS）表面的较热的部分或指示简单的黑体描述的不适用性。X射线图像还显示了一个脉冲风星云（PWN），它具有复杂的非对称形态，由一个较亮的紧凑PWN和一个较暗的更扩展的PWN组成，PWN的光谱斜率分别为$Γ=1.3\pm0.3$和$Γ=1.7\pm0.2$。扩展的PWN观测通量为$\sim7.5\times10^{-13}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，比紧凑的PWN发光10倍。脉冲星及其PWN位于扩展TeV源HESS J1356- 645的中心附近，这强烈表明VHE发射是由脉冲星很久以前注入的电子提供动力的。X射线与TeV的通量比，$\sim0.1$，与其他遗迹PWNe相似。我们没有找到其他可行的候选人来为TeV源供电。从脉冲星向TeV源中心偏…
2011-09-16 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
Clumpy stellar winds and high-energy emission in high-mass binaries hosting a young pulsar
拥有年轻双星的高质量双星可能是强大的伽马射线发射体。该系统中大质量恒星的恒星风预计是clusified。由于高能辐射来自脉冲星-恒星风的相互作用，团块的存在会影响这种辐射的光谱和变化。我们寻找的两个风的相互作用区域和非热辐射上的团块的主要影响。一个简单的分析模型的两个风的相互作用动力学会计下的脉冲星风的影响下的团簇的寿命。这个时间对于团簇的演化、团簇-脉冲星风相互作用区的磁场以及非热粒子的无辐射冷却和辐射冷却都起着非常重要的作用。我们还计算了长寿命团簇与脉冲星风相互作用产生的高能辐射。对于合理的参数，团块将引起X射线和伽马射线辐射的小变化。偶尔，大的团块可以更接近脉冲星，增加磁场，触发同步加速器X射线耀斑，并削弱其他发射成分，如逆康普顿。由团块引起的发射体尺寸的减小也使得非辐射损失更快。恒星风团也可以增强不稳定性的发展和物质夹带在冲击脉冲星风时，它离开双星。来自风加速区域的团块的生长限制可能意味着最大团块需要不同的起源。在紫外线中观察到的离散吸收成分背后的大尺度风结构可能是这些大团块的来源。星风结构的存在可以产生大量的能量依赖的变化，不应该被忽视时，从高质量的双星托管年轻的恒星宽带发射研究。
2013-11-04 astro-ph.HE
The observed velocity distribution of young pulsars II: analysis of complete PSR$π$
了解中子星的出生踢，或出生速度，对于了解大质量双星的演化以及双中子星的形成至关重要。我们使用Verbunt等人发表的最大似然方法来分析Deller等人测量的新的大型数据集的松弛和自行。这个样本大约是以前可用的测量数量的三倍。对于完整的样本和它的年轻的部分（旋转下来的年龄$τ< 3$ Myr），我们发现，双峰麦克斯韦分布描述测得的松弛和自行车比一个单一的麦克斯韦概率分别为99.3%和95.0%。双峰麦克斯韦分布有三个参数：低速模式的分数和分布参数$σ_1$和$σ_2$的低速和高速模式。对于完整的样本，这些参数如下：$42_{-15}^{+17}$百分比、$σ_1=128_{-18}^{+22}$ km s $^{-1}$和$σ_2 = 298\pm 28$ km s $^{-1}$。对于被假定代表出生井涌的较年轻的井眼，这些参数如下：$20_{-10}^{+11}$百分比、$σ_1=56_{-15}^{+25}$ km s $^{-1}$和$σ_2=336\pm 45$ km s $^{-1}$。在年轻人口中，$5\pm 3$ %的人的速度低于60 km/s $^{-1}$。考虑到现实的观测选择，我们进行多个蒙特卡洛测试的方法。我们发现，该方法可靠地估计所有参数的natal踢分布。速度分析的结果是弱敏感的银河系脉冲星分布的尺度长度的精确值。
2020-04-06 astro-ph.HE
Discovery of a young, highly scattered pulsar PSR J1032-5804 with the Australian SKA Pathfinder
本文利用ASKAP VAST巡天发现了一颗年轻且高度散射的脉冲星PSR J1032-5804，并通过后续观测测定其关键参数，证实其为已知散射第三高的脉冲星，突显了利用射电连续谱图像发现极端脉冲星的潜力。
2023-11-25 astro-ph.HE
Braking index jumps in young pulsars
过去，所有测量到的脉冲星制动指数偏离“正则”偶极值3的原因有几个。对蟹状星云脉冲星的仔细监测揭示了自旋下降速率的永久性变化，这很可能是磁轴和自旋轴之间的角度$α$的小跳跃的积累。最近，在“蟹状双胞胎”脉冲星B 0540 -69中的制动指数发生了巨大的永久性变化，在高场脉冲星PSR 1846-0258中观察到的类似现象在故障后被观察到，而另一个类似的事件（PSR J119-6127）需要确认。我们认为，在这项工作中，一个共同的物理起源，所有这些意见可以归因于反对齐的轴没有严重违反所观察到的功能和非常温和的推断值的假设跳跃的$α$角。此外，事件发生后检测到的X射线亮度增加是这种解释的另一个因素。我们认为，一个组件的时间相关的扭矩已被确定，是一个重要的成分对一个完整的解决方案，观察到的脉冲星的定时行为，这是在寻找一个一致的建模。
2019-01-10 astro-ph.HE
Young radio-loud gamma-ray pulsar light-curve fitting
同时观测这些恒星的脉冲无线电和伽马射线辐射有助于限制其磁层内的几何形状和辐射机制，并定位多光子产生地点。本文拟合了年轻射电噪γ射线天体的γ射线光变曲线。我们假设一个偶极力免费磁层，无线电光子从高空以上的极冠和伽马射线起源于外的光柱，条纹风流片。我们计算了一个完整的图集的无线电和伽马射线脉冲的轮廓取决于磁轴倾斜度和视线倾斜度相对于中子星旋转轴。通过应用$\rchi^2$拟合技术，我们能够准确地确定磁层几何形状。进一步的约束条件，从无线电极化测量以下的旋转矢量模型，包括像差和延迟的影响。我们发现我们的模型和时间校准的单峰或双峰伽玛射线脉冲星观测之间有很好的一致性。我们推导出的磁倾角和观察者的视线相对于旋转轴在一个小的误差范围内。射电强或射电静伽玛射线暴或仅射电暴之间的区别可以完全与相关发射区的几何形状有关。高海拔极冠模型结合条纹风代表了一种极简的方法，能够再现丰富的年轻射电望远镜的伽马射线脉冲轮廓。基于自洽的无力模拟，它给出了一个完整的几何图片的排放性能，而不诉诸于个别粒子的动力学和能量学的详细知识。
2021-07-13 astro-ph.HE
Particle Transport in Young Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云（PWNe）的模型是一个冲击的，相对论性脉冲星风的磁流体动力学（MHD）下游流的结果，已经成功地再现了许多特征的星云靠近中央的恒星。然而，对蟹状星云、3C 58和G21.5--0.9等年轻星云的观测并没有显示出在MHD流模型中可能预期的更大尺度上的环形磁场;此外，由于同步加速器损失而引起的光谱指数的径向变化比MHD流模型中预期的要平滑。我们发现，纯扩散模型可以重现的基本数据的星云的大小和光谱指数的变化的螃蟹，3C 58，和G21.5 - 0.9。我们的大多数模型使用的能量无关的扩散系数，幂律变化的系数与能量退化的输入粒子的能量分布指数在稳态，传输边界的情况下的变化。能量依赖扩散是蟹状星云扩散系数较小的一个可能原因。蒙特卡罗模拟的粒子运输允许平流和扩散的粒子表明，扩散占主导地位的大部分总星云体积的螃蟹。平流在脉冲星附近占主导地位，并且可能在X射线半光半径中发挥作用。粒子的扩散和混合的来源是不确定的，但可能与年轻PWN的外边界处的瑞利-泰勒不稳定性或环形磁场结构中的不稳定性有关。
2012-04-19 astro-ph.HE
