Application of a two dipole model to PSR J1640-4631, a pulsar with an anomalous braking index
最近的定时观测提供了一个有趣的结果，X射线脉冲星PSR J 1640 -4631的制动指数，它有一个测量的制动指数$n=3.15\pm0.03$。自旋轴和磁轴之间的倾斜角的减小可能是这种高制动指数的原因。然而，引起磁倾角变化的物理机制尚未完全了解。在这封信中，我们应用Hamil等人（2016）给出的双偶极子模型来解释PSR J1640-4631的磁倾角减小。带电球体的旋转效应和铁磁有序材料的磁化分别产生磁矩$M_{1}$和$M_{2}$。在$M_{1}$的磁场中存在磁矩$M_{2}$的势能的最小值，因此$M_{2}$将围绕最小能量位置（即，$M_{2}$）自由旋转。e平衡位置），类似于单摆。计算结果表明，PSR J1640-4631的磁矩$M_{2}$将向与自旋轴一致的方向演化，并导致磁倾角减小。脉冲轮廓中的单峰有利于磁倾角的相对低的变化率。
2019-09-04 astro-ph.HE
The Dipole Magnetic Field and Spin-down Evolutions of The High Braking Index Pulsar PSR J1640-4631
在这项工作中，我们解释了PSR J1640 $-$ 4631的高制动指数与磁偶极子辐射和偶极子磁场衰减模型的组合。通过引入平均自转能量转换系数$\overlineζ$（脉冲星一生中高能光子总能量与总自转能量损失的比值），结合脉冲星的高能观测和定时观测以及可靠的核状态方程，我们估算了脉冲星的初旋周期$P_{0}\sim (17-44)$ ms，对应于转动惯量$I\sim (0.8-2.1)\times 10^{45}$ g cm $^{2}$ .假设PSR J1640 $-$ 4631经历了偶极磁场的长期指数衰减，我们计算出脉冲星的真实年龄$t_{\rm age}$、有效磁场衰减时标$τ_{D}$和极$B_{p}(0)$处的初始表面偶极磁场分别为$(2900-3100)$ yrs、$1.07(2)\times10^{5}$ yrs和$(1.84-4.20)\times10^{13}$ G。PSR J1640 $-$ 4631的$n=3.15(3)$实测制动指数归因于其长期偶极磁场衰减和低磁场衰减率，$dB_{\rm p}/dt\sim -(1.66-3.85)\times10^{8}$ G yr $^{-1}$。我们的模型可以应用于高制动指数（$n>3$）和低制动指数（$n<3$）的恒星，由PSR J1640 $-$ 4631的未来极化，定时和高能量观测测试。
2017-11-09 astro-ph.HE
Could the low braking index pulsar PSR J1734-3333 evolve into a magnetar?
低制动指数脉冲星PSR J1734 $-$ 3333可能诞生于超高的内部磁场$B_{\rm in}\sim10^{15}-10^{16}$ G，并在超新星爆炸中形成后不久经历超临界吸积。埋藏的多极磁场将合并成偶极磁场。由于磁流从脉冲星的核心转移到地壳，它的表面偶极子场迅速增长的幂律形式假设，直到它饱和的内部偶极子场的水平。表面偶极磁场的增加导致观察到的$n=0.9(2)$的低制动指数。在保持平均场增长指数$\varepsilon=1.34(6)$不变的情况下，该脉冲星将分别在50 kys和100 kys后成为赤道面偶极磁场为$B_{\rm d}\sim 2.6(1)\times 10^{14}$，G和$\sim 5.3(2)\times 10^{14}$，G的磁星.
2017-11-30 astro-ph.HE
On the new braking index of PSR B0540-69: further support for magnetic field growth of neutron stars following submergence by fallback accretion
新生中子星的磁场可以通过快速的回退吸积被淹没在地壳中，并在生命后期扩散到表面。根据这种野外埋藏的情况，年轻的恒星可能有不断增长的磁场，这一过程的制动指数小于三个;制动指数越大，磁场增长的时间尺度就越长。具有较大反冲速度的初生中子星将吸积较少的物质，导致其场的埋藏较浅，场的增长更快。这种从制动指数推断的场增长时间尺度与空间速度之间的反比关系在过去被认为是对场埋情景的预测。在制动指数为$n\sim 2$和大空速的情况下，PSR~ B 0540--69是所要求关系中的异常值。该物体最近过渡到一个快速的自旋下降状态，伴随着低制动指数。这一新的制动指数意味着场增长的时间尺度要短得多，这与物体的高空间速度是一致的，与所要求的关系更好地吻合。这一观察结果支持了野外埋葬的假设，并意味着磁场的增长并不是以恒定的速度进行的，而是有时会减慢或完全停止。在2011年之前，与高制动指数相关的缓慢自旋下降状态持续了至少约30年，当时就是这样一个缓慢场增长的插曲。
2017-04-27 astro-ph.HE
A growing braking index and spin-down swings for the pulsar PSR B0540-69
本研究分析脉冲星PSR B0540-69的自转演化，发现其2011年剧变后制动指数单调上升并稳定在约1.1，且2023年的自转不规则更符合持续约65天的瞬时减慢摆动模型，为脉冲星自转减慢机制研究提供了新观测约束。
2024-09-16 astro-ph.HE
Measuring timing properties of PSR B0540-69
本文报道了用Swift望远镜1100天的X射线观测数据测量的蟹状双星脉冲星PSR~ B 0540 $-$ 69的时间特性。在2015年进行的一项研究中，脉冲星的制动指数估计为$n = 0.03\pm0.013$，具有500天的雨燕数据。$n$的这个小值对于制动器来说是不寻常的，并且与$\sim$ 10年前确定的相同目标的$n\approx2.1$的旧测量值进行比较，表明制动指数发生了显著变化。为了确认$n$的小值和大变化，我们使用了1100天的Swift观测，包括用于测量$n=0.03$的数据。在本研究中，我们发现PSR~ B 0540 $-$ 69的制动指数为$n=0.163\pm0.001$，略大于$0.03$。由于$n$的测量值仍然比$2.1$小得多，我们可以确认这颗脉冲星制动指数的巨大变化。
2019-03-05 astro-ph.HE
The braking index of PSR B0540-69 and the associated pulsar wind nebula emission after spin-down rate transition
2011年12月，PSR B 0540 -69经历了一次自旋下降速率跃迁（SRT），之后脉冲星的自旋下降功率增加了约36%。在SRT之后大约1000天，发现脉冲星风星云（PWN）的X射线亮度变亮了32+/-8%。SRT后，PSR B 0540 -69的制动指数n从n=2.12变为n=0.03，然后保持该值约5年，然后在接下来的几年中上升至n=0.9。我们发现，大多数现有的模型在解释实测制动指数时存在困难。PSR B 0540 -69的制动指数演化的一个例外模型是增加的偶极磁场。我们认为，磁场的增加可能是由于脉冲星核内的某些不稳定性导致的，这些不稳定性以磁场的环向分量为代价增强了极向分量。偶极磁场的增加将导致PWN的X射线增亮。我们通过两种模型拟合PWN的X射线光变曲线：一种模型假设在增亮期间PWN内存在恒定的磁场，另一种模型假设增强的磁场与PWN的能量密度成比例。看起来这两个模型都很好地拟合了数据，尽管后一个模型似乎更好地拟合了数据。这提供了临界观测证据，证明PWN中的磁场是由终止激波产生的。需要未来的高质量和高节奏的数据来得出可靠的结论。
2020-04-30 astro-ph.HE
Glitch analysis and braking index determination of the unique source PSR J0537-6910
PSR J 0537 $-$ 6910是最活跃的毛刺脉冲星，毛刺率为$\sim0.3$/年$^{-1}$。我们重新分析了文献中发表的PSR J 0537 $-$ 6910的45个故障，并在涡流蠕变模型内进行了故障后时序拟合。转动惯量分数的超流区域参与毛刺获得每个事件和模型预测的故障间的时间面临着所观察到的时间尺度。突出了与经过充分研究的螃蟹和船帆座的毛刺行为的相似性和差异。根据超流再耦合时间尺度，我们估计PSR J 0537 $-$ 6910的内地壳温度为$T=0.9\times10^{8}$ K。研究发现PSR J 0537 $-$ 6910的毛刺会留下类似于蟹状星云脉冲星的持续变化。这些持续的偏移是PSR J 0537 $-$ 6910的降转率长期增加及其制动中明显的负面趋势的原因。PSR J 0537 $-$ 6910的毛刺幅度和持续变化与这是一颗正在发展新涡旋陷阱的年轻脉冲星的假设一致。我们确定了一个制动指数$n=2.7(4)$后，小故障引起的贡献旋转演变已被删除。
2021-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational wave emission by the high braking index pulsar PSR J1640-4631
最近，测量了脉冲星PSR J1640-4631的制动指数。这颗脉冲星的制动指数为$n = 3.15 \pm 0.03$，是有史以来测量到的最高制动指数。众所周知，纯磁偶极制动产生$n = 3$，而纯引力波制动产生$n = 5$。因此，这些机制中的每一个都不能单独解释PSR J1640-4631的制动指数。在这里，我们表明，这样的制动指数可以占如果自旋模型结合磁偶极子和引力波制动器。然后，我们简要讨论了alIGO和计划中的爱因斯坦望远镜对该脉冲星的探测能力。特别是，我们表明，来自我们的模型的引力波的振幅是一个因素，比完全由引力波能量损失建模的振幅低四分之一。另一个有趣的结果是，我们的建模是，我们能够获得的椭圆率从制动指数和其他脉冲星参数。
2016-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The braking index of PSR J1734-3333 and the magnetar population
PSR J1734-3333是一颗射电脉冲星，其自转周期为P=1.17 s，减速周期导数为Pdot=2.28 x 10^{-12}，在自转脉冲星中排名第三。这些性质介于正常旋转动力中子星和磁星之间，这两种中子星的辐射性质明显不同。在这里，我们报告的PSR J1734-3333的旋转的第二周期导数的测量和计算的制动指数n=0.9 +-0.2。这个值远低于3，即恒定磁偶极子电磁制动的预期值，表明该脉冲星可能很快具有磁星的旋转特性。虽然有几种机制可能导致如此低的制动指数，我们讨论了这一观察结果，以及其他一些高Pdot旋转动力的磁星所表现出的特性，并将其解释为磁星通过无线电脉冲星阶段的可能进化路线的证据，支持这两类物体的统一描述。
2011-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Braking index of the frequently glitching PSR J0537$-$6910
School of Arts and Sciences, Qingdao Binhai University（青岛滨海学院文理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Department of Astronomy and Space Sciences, Istanbul University（伊斯坦布尔大学天文学与空间科学系）；Bahçeşehir College（巴切希尔学院）；Faculty of Engineering and Natural Sciences, Sabancı University（萨班哲大学工程与自然科学学院）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）；Departamento de Física, Universidad de Santiago de Chile (USACH)（圣地亚哥智利大学物理系）
研究PSR J0537$-$6910频繁glitch的刹车指数，发现其长期刹车指数为负，可能由内部超流扭矩和永久位移共同作用解释。
2025-11-14 astro-ph.HE
New long-term braking index measurements for glitching pulsars using a glitch-template method
制动指数的测量提供了机会，探讨影响长期自旋演化的脉冲星和可能的各种脉冲星种群之间的进化联系的过程。对于年轻的经济学家来说，长期趋势通常被短期现象所掩盖，如定时噪声和恢复形成大的毛刺。在这里，我们提出了一种新的方法来克服后者和报告制动指数测量船帆座类星PSR B1800-21和PSR B1823-13，更新的测量船帆座和新的估计四个故障的船帆座观测Jodrell银行天文台。制动指数的值描述了P-P'图上的摩擦系数的长期演变。尽管一些测量受到相当大的不确定性的影响，有证据表明，一个共同的趋势，涉及低制动指数（n<=2）之间的年轻故障的汽车。这样的值在P-P'图中引入了一个新的变异，在年轻的种群的进化和它们与其他种群的关系。低制动指数也意味着这些汽车可能比其特征年龄老几倍。我们考虑PSR B1757-24并得出结论，脉冲星可能足够古老，与超新星遗迹G5.4-1.2有关。在故障之间，Vela类卫星的短期演变的特征在于大的故障间制动指数n_ig > 10。我们将短期和长期趋势都解释为大故障活动的特征，并推测它们是由短期故障后的再耦合和超流体与恒星旋转的累积长期解耦驱动的。
2016-11-24 astro-ph.HE
A High Braking Index for a Pulsar
我们提出了一个相位相干定时解决方案PSR J1640-4631，一个年轻的206毫秒脉冲星使用X射线定时观测与NuSTAR。在该计时活动中，我们测得PSR J1640-4631的制动指数为n = 3.15+/-0.03。使用一系列的模拟，我们认为，这种异常高的制动指数是不是由于定时噪声，但内在的脉冲星的自旋下降。然而，我们不能排除污染是由于一个看不见的小故障恢复，虽然恢复时间尺度将不得不比大多数尚未观察到的更长。如果这个制动指数最终被证明是稳定的，它表明脉冲星制动指数大于3在自然界中是允许的，因此其他物理机制，如质量或磁四极在脉冲星自旋下降中是重要的。我们还提出了一个3-西格玛上限的脉冲通量在1.4 GHz的0.018毫焦。
2016-03-01 astro-ph.HE
The First Day in the Life of a Magnetar: Evolution of the Inclination Angle, Magnetic Dipole Moment and Braking Index of Millisecond Magnetars During Gamma-Ray Burst Afterglows
某些伽马射线暴（GRB）的余辉发射表现出一个浅衰减（平台）阶段，意味着能量的连续注入。这种能量的来源通常归因于新生毫秒磁星的自旋下降能力。磁偶极辐射力矩被认为是导致中子星自旋下降的机制。该转矩具有用于旋转和磁轴之间的角度的对准的分量，即，倾斜角，这已被忽略在建模伽玛暴余辉光变曲线。在这里，我们展示了与伽玛暴相关的新生磁星的倾角和磁偶极矩的演化。我们约束的初始倾角，磁偶极矩和旋转周期的七个磁星的建模长伽玛暴余辉光变曲线。我们发现，磁星在诞生的第一天，倾角迅速减小。磁轴和旋转轴的快速对齐可能会解决成熟磁星缺乏持续无线电发射的问题。我们还发现，在三种情况下，磁星的磁偶极矩呈指数下降到一个值的几倍小于初始值。新生磁星的制动指数，作为对齐和磁偶极矩下降的结果，在余辉阶段是可变的，并且总是大于3。
2019-10-01 astro-ph.HE
Possible relation between pulsar rotation and evolution of magnetic inclination
脉冲星的定时观察到的是从一个简单的磁偶极子辐射预测不同。我们选择了八个制动指标可靠的汽车。假设制动指数的较小值主要由磁倾角的长期演化决定，我们计算了每颗脉冲星的磁倾角增加率。我们发现每个脉冲星的旋转频率和推断的磁倾角演化之间可能存在关系。由于磁倾角的模型依赖性拟合及其他影响，需要更多的磁倾角变化率观测指标来检验这种关系。
2018-01-30 astro-ph.HE
A giant glitch in PSR J1718-3718
对高磁场脉冲星PSR J1718-3718的射电计时观测表明，它在2007年9月（MJD 54336）和2009年1月（MJD 54855）之间遭受了一次大的故障，Dnu_g/nu =（33.25 +/- 0.01）x 10^{-6}。这是有史以来观测到的最大脉冲星故障。通常情况下，故障发生时制动扭矩会有小幅增加，但与所有其他发动机不同的是，故障发生后两年制动扭矩持续增加。偏振观测表明，平均脉冲轮廓具有约30%的线性偏振，具有通过脉冲的位置角的平滑变化，并且给出-160 +/- 22 rad m^{-2}的旋转测量。在故障发生时，脉冲波形没有可检测到的变化。定时观测也给出了371.1 +/- 1.7 cm^{-3}pc的改进色散测量。
2011-06-26 astro-ph.HE
Formation of PSR J1012+5307 with an extremely low-mass white dwarf: testing magnetic braking models
本文通过MESA代码研究PSR J1012+5307的形成，发现对流与旋转增强MB和'Intermediate' MB模型能重现观测参数，但模拟有效温度偏高，长冷却时标或可缓解此差异。
2024-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Explaining high-braking indice of magnetars SGR 0501+4516 and 1E 2259+586 using the double magnetic-dipole model
本文利用Hamil等人提出的双磁偶极子模型，将两颗磁星SGR 0501 $+$ 4516和1 E 2259 $+$ 586的高制动指数$n>3$归因于它们倾角的减小。（2016年）。在该模型中，中子星内部存在两个磁矩，一个是由带电球体的旋转效应产生的，$M_{1}$，另一个是由铁磁有序材料的磁化产生的，$M_{2}$。我们的计算表明，磁矩$M_{2}$将朝着与两个磁星的自旋轴对齐的方向演化，并导致它们的磁倾角减小。我们还定义了一个反映磁化程度的比值$η=M_{2}/M_{1}$，并发现两个磁星的$η$值比具有$n=3.15(3)$的旋转动力脉冲星PSR J1640-4631的高约两个数量级，假设它们具有相同的倾角减小速率。
2020-12-07 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
Studies on the spin and magnetic inclination evolution of magnetars Swift J1834.9-0846 under wind braking
Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Central China Normal University（华中师范大学）
研究通过统一模型解释Swift J1834.9-0846的自转与磁倾角演化，揭示风制动对自转减速的贡献，并探讨引力波信号的可检测性。
2026-02-06 astro-ph.HE
Rotational Evolution of The Slowest Radio Pulsar PSR J0250+5854
我们应用磁层演化和磁场衰减的理论自旋下降模型来模拟PSR J 0250 +5854的可能演化，PSR J 0250 +5854是迄今为止探测到的自旋最慢的射电脉冲星。考虑到3-D磁层中倾角的排列，如果考虑小倾角，PSR J 0250 +5854可能具有与磁星或/和高磁场磁星相当的高磁场。我们的计算表明，在这种情况下，类似的长周期的周期性波动倾向于有一个相对较低的周期导数。在另一种磁场衰减的情况下，计算还显示PSR J 0250 +5854和高偶极磁场磁星之间可能存在联系。演化路径表明，类似的长周期双星的自旋下降速率相对较高。
2019-04-16 astro-ph.HE
A New, Low Braking Index For the LMC Pulsar B0540-69
我们报告的结果，为期16个月的监测活动使用雨燕卫星PSR B 0540 -69，一个年轻的脉冲星在大麦云云。在整个活动期间保持相位连接，以便能够确定可靠的星历，活动的长度足以准确确定自旋频率及其一阶和二阶导数。制动指数为0.031 +/- 0.013（90%置信度），远低于先前报道的B 0540 -69和几乎所有其他年轻的A500。我们使用来自RXTE的广泛监测活动的数据表明，定时噪声不太可能显著影响测量。这是首次测量脉冲星最近发现的高自旋下降状态的制动指数。我们讨论了产生低制动指数的可能机制。
2016-08-05 astro-ph.HE
Possible evolution of the pulsar braking index from larger than three to about one
计算了风制动模型中脉冲星自转和倾角的耦合演化。倾斜的脉冲星倾向于排列。脉冲星的排列会影响它的自旋下降行为。当脉冲星由磁偶极辐射主导向粒子风主导演化时，制动指数先增大后减小。在早期，制动指数可能大于3。在随后的较长时间内，制动指数始终小于3。最小制动指数约为1。这可以解释高速列车制动指数大于3和制动指数较低的现象。脉冲星制动指数预计将从大于3发展到大约1。总的趋势是脉冲星制动指数将从类Crab情形向类Vela情形演化。
2017-02-16 astro-ph.HE
A short review on the pulsar magnetic inclination angles
本文综述了脉冲星磁倾角的演化与研究进展，利用真空对齐旋转器模型分析了12颗高制动指数脉冲星的倾角变化率，并指出偏振观测将有助于揭示磁场构型及物理过程。
2024-04-23 astro-ph.HE
Braking Index of Isolated Pulsars II: A novel two-dipole model of pulsar magnetism
磁偶极辐射（MDR）模型是目前解释脉冲星辐射的最好方法。然而，观测到的辐射的最特征的参数，制动指数n $_{\rm obs}$显示偏差的所有八个最好的研究孤立的恒星，从简单的模型预测n $_{\rm dip}$ = 3。该指数取决于旋转频率及其一阶和二阶时间导数，但也取决于磁偶极矩和倾角以及脉冲星的转动惯量在时间上恒定的假设。在最近的一篇论文[Phys. Rev. D 91，063007（2015）]中，我们得出结论，转动惯量仅随频率变化不能解释观察到的制动指数。最近Lyne等人提出了蟹状星云脉冲星的磁偶极矩以每100年0.6 $^{\circ}$/$\dotα$/$\sim$/$^{\circ}$/100年的速率从自转轴向外迁移的可能观测证据。本文探讨了具有恒定转动惯量和磁偶极矩但倾角可变$α$的MDR模型。我们首先讨论的影响的变化$α$上观察到的制动指数，并显示他们都可以理解。但是，未提供$α$变化的原因解释。在讨论了磁源后，我们提出了一个简单的机制，在$α$的变化的基础上的玩具模型，其中磁结构在磁源的磁结构由两个相互作用的偶极子。我们表明，这样的系统可以解释螃蟹的观察和测量的制动指数。
2016-08-03 astro-ph.HE
Optical Counterparts of Two Fermi Millisecond Pulsars: PSR J1301+0833 and PSR J1628-3205
利用MDM天文台的1.3米和2.4米望远镜，我们确定了格林班克望远镜在寻找费米伽马射线空间望远镜源时发现的两个食毫秒射电望远镜的近伴星，并测量了它们的光变曲线。PSR J1301+0833是一颗在6.5小时轨道上运行的黑寡妇脉冲星，其伴星在面对脉冲星的一侧被强烈加热。它围绕轨道从R = 21.8变化到R > 24。PSR J1628-3205是一个“红背”，一个在5.0小时轨道上的近似罗氏瓣填充系统，其光学调制在19.0 < R < 19.4的范围内由强烈的椭圆变化主导，表明大的轨道倾角。PSR J1628-3205还显示了约0.2等的长期变化和不对称温度分布的证据，这可能是由于脉冲星风或大恒星黑子的偏心加热。它的光变曲线模型将倾角限制在i > 55度，伴星的质量限制在0.16 < M_c < 0.30 M_sun，有效温度限制在3560 < T_eff < 4670 K。与其他几颗红背星一样，PSR J1628-3205的伴星比相同质量的主序星密度更小，温度也更高。
2014-09-12 astro-ph.HE
Long-Term X-ray Monitoring of the Young Pulsar PSR B1509-58
长期以来，人们一直认为旋转供电的脉冲X射线特性在长时间尺度上是稳定的。然而，长期的，系统的研究个别来源一直缺乏。此外，戏剧性的X射线的变化，现在已经观察到从两个具有推断的亚临界偶极磁场的恒星。在这里，我们提出了一个长期的脉冲X射线属性的年轻，充满活力的脉冲星PSR B1509-58使用的数据从罗西X射线定时探测器的分析。我们测量了14.7年X射线观测的2-50 keV脉冲通量，发现它与所有相关时间尺度上的恒定一致，并将3 sigma上限设置为<28%的日-周变化。此外，我们在所有观测中搜索类磁星X射线爆发，没有发现，我们使用它来限制可测量的爆发率小于每750 ks观测一次。我们还搜索了脉冲轮廓的变化，发现它与几天到几十年的时间尺度上的稳定性是一致的。这支持了旋转动力X射线谱仪的X射线特性在十年时间尺度上可以保持稳定的假设。此外，我们将现有的时间解决方案延长了7.1年，总共为28.4年，并报告了制动指数的更新值，n=2.832+/-0.003和第二制动指数，m=17.6+/-1.9。
2011-10-06 astro-ph.HE
X-ray/GeV emissions from Crab-like pulsars in LMC
本文讨论了大麦云云中类蟹状星云PSR ~ J 0537 -6910和PSR ~ J 0540 -6919的X射线和γ射线辐射。Fermi-LAT观测分辨了这两颗恒星的γ射线辐射，并发现PSR~ J 0540 -6919的脉冲辐射。观测到PSR~ J 0540 -6919的X射线/γ射线能带的总脉冲辐射效率为$η_{J0540}\sim 0.06$（4 $π$ sr），约为蟹状星云脉冲星的$η_{Crab}\sim 0.006$的10倍。虽然PSR~ J 0537 -6910在目前已知的中子星中具有最高的自旋下降功率，但观测到的X射线发射效率比PSR~ J 0540 -6919小大约两个数量级。本文主要讨论这三种高能类蟹状星云辐射效率差异的原因。我们讨论电子/正电子加速和高能发射过程中的外间隙模型。通过求解具有偶极磁场的外间隙结构，我们发现辐射效率随着磁轴与旋转轴之间倾角的增大而减小。为了解释脉冲轮廓和辐射效率的差异，我们的模型表明PSR~ J 0540 -6919的倾角比蟹状星云脉冲星的倾角小得多（这里我们假设两颗蟹状星云的倾角都是$α<90^{\circ}$）。另一方面，我们推测PSR ~ J 0537 -6910和J 0549 -6919之间辐射效率的差异主要是由地球视角的差异引起的，并且我们看到PSR~ J 0537 -6910具有从自旋轴测量的地球视角$ζ>>90^{\ci…
2016-12-01 astro-ph.HE
A short review of the pulsar magnetic inclination angles (II)
本文综述了脉冲星磁倾角的研究现状，利用磁倾角与制动指数观测数据约束了PSR J2013+3845的进动周期数，发现其内部磁场可能由环向分量主导，对理解内部粘滞耗散及连续引力波辐射具有重要意义。
2024-04-23 astro-ph.HE
What can PSR J1640-4631 tell us about the internal physics of this neutron star?
双星的引力波辐射不仅使它们成为连续引力波搜索的有希望的目标，而且在它们的时间数据中留下印记。我们解释了PSR J1640-4631的实测制动指数与模型，涉及GWE和偶极磁场衰减。结合PSR J1640-4631的计时数据和磁场衰减理论，我们提出了一种新的岁差周期数约束方法$ξ$，它与中子星及其GWE的内部物理密切相关，但目前还不确定.我们认为，未来对PSR J 1640 -4631倾斜角$χ$的观测不仅有助于限制$ξ$，而且可能提供有关该脉冲星内部磁场结构的信息。我们发现，$ξ$将大于以前的估计，除非观察到一个微小的角度$χ\lesssim5^\circ$。此外，测得的角度$χ\gtrsim12^\circ$将指示$ξ\gtrsim 10^6$，其至少比先前建议的大十倍。
2019-04-13 astro-ph.HE
Pulsar spin-down: the glitch-dominated rotation of PSR J0537-6910
年轻、快速旋转的X射线脉冲星J0537 - 6910显示出极端的故障活动，每100天就会有大的自旋中断其减速旋转。我们提出了近13年的时间从这个脉冲星的数据，获得与{\it罗西X射线定时探测器}。我们发现了22个新的故障，并对完整数据跨度中检测到的所有45个故障进行了一致的分析。我们的研究结果证实了先前报道的毛刺自旋大小和下一个毛刺的时间之间的强相关性，这种关系到目前为止还没有在任何其他脉冲星中观察到。自旋演变主要受毛刺和毛刺后恢复的影响，毛刺以每年约3.5次的速度发生，毛刺后恢复在整个毛刺间间隔中占主导地位。这种独特的行为提供了宝贵的见解的物理故障。观测结果可以用一个多组分模型来解释，该模型解释了中子星地壳和内核中中子超流体的动力学。我们限制了导致自旋上升的部分的转动惯量，并忽略了差异旋转，限制了它与地壳的速度差。相反，它的快速下降之间的毛刺，自旋下降率增加了13年，我们发现长期制动指数$n_{\rm l}=-1.22(4)$，唯一的负制动指数看到一个年轻的脉冲星。我们简要地讨论了这一结果的合理解释，这是在形成鲜明对比的脉冲星自旋下降的标准模型的预测。
2017-09-18 astro-ph.HE
Rotational evolution of the Crab pulsar in the wind braking model
考虑粒子密度和脉冲星死亡的影响，对脉冲星风模型进行了修正。它可以一致地描述恒星的短期和长期旋转演化。它被应用于模拟蟹状星云脉冲星的旋转演化。脉冲星是由磁偶极辐射和粒子风的组合旋转下来的。计算了蟹状星云脉冲星的磁场、倾角和粒子密度等参数。加速区的初级粒子密度约为Goldreich-Julian电荷密度的10^3倍。小故障之间较低的制动指数是由于较大的流出颗粒密度。这可能是正常恒星中磁层活动引起的毛刺。计算了P-Pdot图中的蟹状星和制动指数的演化。蟹状星云脉冲星将从磁偶极辐射主导的情况向粒子风主导的情况演化。考虑到脉冲星“死亡”的影响，蟹状星云脉冲星（和其他正常的脉冲星）不会演化成磁星簇，而是向下演化到死亡谷。还考虑了不同的加速度模型。其他来源的应用程序也进行了讨论，包括与制动指数测量的磁星，磁星人口。
2015-04-01 astro-ph.HE
Orbital dynamics and extreme scattering event properties from long-term scintillation observations of PSR J1603-7202
我们对2004年至2016年期间由64米帕克斯射电望远镜（Murriyang）观测到的双星脉冲星PSR J1603 $-$ 7202闪烁的长期变化进行了建模。我们发现，闪烁弧曲率的时间变化是很好的模拟散射从地球和脉冲星之间的各向异性薄屏幕等离子体。使用我们的闪烁模型，我们测量的倾角和经度的升交点的轨道，产生了显着的改善脉冲星定时的约束。根据我们对倾角的测量，我们假设脉冲星质量为$\gtrsim1.2\,\text{M}_\odot$，对J1603 $-$ 7202的伴星$\gtrsim 0.5\,\text{M}_\odot$的质量设定了一个下限。我们发现，闪烁弧是最明显的，当沿视线的电子柱密度增加，电弧存在于一个已知的极端散射事件。我们测量星际等离子体的距离和它的速度，我们讨论了在我们的模型的上下文中看到的个别闪烁弧的一些结构。
2022-04-23 astro-ph.HE
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
PSR J0636+5128: A Heated Companion in a Tight Orbit
本文分析了这颗短周期双星（P_B=95.8min）2.87ms脉冲星的Gemini g '，r'，K和Keck H，K_s成像。被加热的同伴被清楚地检测到。直接脉冲星加热提供了一个可接受的模型，在修订后的视差距离> 700 pc。相对较浅的光变曲线调制倾向于倾角i<40度;这一高纬度视图为缺乏风色散或日食的无线电特征提供了可能的解释。它也解释了低的最小伴星质量，以及X射线和伽马射线源的微弱。
2018-07-11 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
Observation and Simulation of the Variable Gamma-ray Emission from PSR~J2021+4026
脉冲星是快速旋转和高度磁化的中子星，具有高度稳定的旋转周期，并且由于辐射损失而在长时间尺度上逐渐自旋下降。闪变是指脉冲星的转速突然增加的事件。小故障的确切原因和由此产生的过程还没有完全了解。人们普遍认为，正常物质和超流体成分之间的耦合，以及星震，是故障的常见原因。本文研究了一颗著名的脉冲星PSR~J2021 + 4026。PSR~J2021 + 4026是费米望远镜观测到的第一颗可变γ射线脉冲星。从伽玛射线观测中发现，脉冲星在2011年10月16日前后同时经历了显著的通量下降、自旋下降率增加、脉冲轮廓变化和光谱截止向较低能量的偏移。为了解释PSR~J2021 + 4026的毛刺对高能辐射的影响，我们假设该毛刺是由星震触发的脉冲星地壳板块构造活动引起的表面磁场重排引起的。在该毛刺事件中，磁偶极子轴的倾斜角略微偏移。这一命题，然后测试使用三维两层外间隙模型的数值模拟。仿真结果表明，倾斜角的变化会影响脉冲波形和光谱特性，这可以解释观测到的变化后的毛刺。
2016-05-29 astro-ph.HE
The influence of small-scale magnetic field on the evolution of inclination angle and precession damping in the framework of 3-component model of neutron star
考虑了射电望远镜倾角和进动阻尼的演化。假设中子星由3个“自由”旋转的部分组成：地壳和两个核心部分，其中一个包含钉扎超流涡旋。我们假设每个部件作为一个刚体旋转。同时还考察了小尺度磁场对恒星制动过程的影响。在这个模型的框架内，恒星可以同时具有与长周期岁差（周期为$10-10^{4}$年）相结合的类似毛刺的事件。结果表明，钉扎超流涡的数量少的情况下，似乎更符合观察。
2017-08-24 astro-ph.HE
Spin-down changes in PSR B0540-69 induced by a drift of the magnetic axis
Universidade de São Paulo (USP), Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG)（圣保罗大学，天文、地球物理和大气科学研究所）
研究PSR B0540-69的自转变化与磁轴漂移的关系，通过磁场和地震演变解释其行为，并探讨其与脉冲星glitches的联系。
2026-01-21 astro-ph.HE
PSR J1641+3627F: a low-mass He white dwarf orbiting a possible high-mass neutron star in the globular cluster M13
本文报道在球状星团M13中发现毫秒脉冲星J1631+ 3627 F的伴星。通过哈勃太空望远镜获得的光学和近紫外高分辨率观测的组合，我们确定了射电源位置的对应物。它在色星等图中的位置显示它的伴星是一颗微弱的（V \sim 24.3）氦核白矮星。我们将观测到的伴星星等与最先进的双星演化模型预测的星等进行了比较，发现它的质量为0.23 \pm 0.03 Msun，半径为0.033^+0.004_-0.005 Rsun，表面温度为11500^+1900_-1300 K。将伴星质量与脉冲星质量函数结合起来，不足以确定轨道倾角和中子星质量;然而，后两个量变得相关：我们发现，要么系统是在低倾角下观测到的，要么中子星是有质量的。事实上，假设双星相对于观测者的视线是随机排列的，那么这个系统有70%的概率拥有一颗质量超过1.6 Msun的中子星。事实上，对应于轨道倾角为90度和60度的中子星的最大和中值质量分别为M_NS，max = 3.1 \pm 0.6 Msun和M_NS，med = 2.4 \pm 0.5 Msun。另一方面，假设也是一个经验的中子星质量概率分布，我们发现，这个系统可以主机的质量为1.5 \pm 0.1 Msun的中子星，如果轨道与低倾角约40度。
2020-10-19 astro-ph.HE
Modeling the evolution and distribution of the frequency's second derivative and the braking index of pulsar spin
我们模拟的自旋频率的二阶导数$\ddotν$和制动指数$n$的射电天体的表面磁场演化的唯象模型内的模拟，其中包含一个长期的幂律衰减调制的短期振荡的演变。对于脉冲星PSR B 0329 +54，一个包含三个振荡分量的模型可以再现其$\ddotν$变化。我们发现，“平均”的$n$是不同的瞬时$n$，其振荡幅度急剧下降的时间跨度的增加，由于“平均”的效果。模拟的时序残差与报道数据的主要特征一致。我们的模型预测，PSR B 0329 +54的平均$\ddotν$将开始快速下降，更新数据超出Hobbs等人使用的数据。我们进一步进行蒙特卡罗模拟$|\ddotν|$和$|n|$与特征年龄$τ_{\rm c}$图中报告数据的分布。结果表明，用衰减指数$α=0$建立的磁场振荡模型能很好地再现这些分布。与双极扩散（$α=0.5$）和霍尔级联（$α=1.0$）引起的磁场衰减相比，通过二维Kolmogorov-Smirnov检验的p值，无长期衰减的模型（$α=0$）显然更适合于旧的磁体。
2015-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Limits on the Mass, Velocity and Orbit of PSR J1933$-$6211
利用Parkes射电望远镜的观测数据，对PSR J1933 $-$ 6211进行了高精度的时间分析。PSR J1933是一颗自转周期为3.5 ms的毫秒脉冲星，有一颗白矮星伴星。由于我们已经准确地测量了这颗脉冲星的偏振特性，我们采用了矩阵模板匹配的方法，在该方法中，使用完整的偏振信息测量到达时间。我们实现了1.23 $\rm μs$，15.5 $\%$的总强度时序分析相比，改进的时序残差的加权均方根时序残差（rms）。在研究了这颗脉冲星的闪烁特性后，我们对系统的倾角进行了约束。基于这些测量和$χ^2$映射，我们把2- $σ$的上限的同伴质量（0.44 M $_\odot$）。由于这个质量极限不能揭示伴星的性质，我们进一步研究伴星是He WD的可能性。应用这种WD的轨道周期-质量关系，我们得出的结论是，一个He WD伴星的质量约为0.26 $\pm$ 0.01 M $_\odot$，结合测量的质量函数和轨道倾角限制，将导致轻脉冲星质量$\leqslant$ 1.0 M $_\odot$。根据目前的中子星形成模型，这一结果似乎不太可能，因此我们得出结论，PSR J1933 $-$ 6211最有可能有一个CO WD伴星，这使得一个更大质量的脉冲星成为可能。
2017-08-05 astro-ph.HE
A Numerical Model for the Multi-wavelength Lightcurves of PSR J0030+0451
最近对毫秒脉冲星PSR J 0030 +0451的中子星内部成分探测器（NICER）观测的模拟表明，脉冲星的磁场是非偶极的。我们构建了一个磁场配置的脚点的开放场线密切类似的热点配置从NICER观测。使用这个磁场作为输入，我们进行的PSR J0030+0451的磁层的无力模拟，显示其等离子体填充的磁层的三维结构。对发光区作简单和物理上的假设，我们能够构造出与相应观测定性一致的多波长光变曲线。一致认为多极磁结构是模拟这类星体的关键，可以用来约束磁倾角和无线电发射的位置。
2020-02-14 astro-ph.HE
The evolution of the magnetic inclination angle as an explanation of the long term red timing-noise of pulsars
本文研究了磁星中的长期红色时间噪声来源于磁倾角$χ$演化的可能性。所考虑的制动力矩是偶极辐射和电流损耗的组合。我们发现，$χ$的演变可以引起额外的三次和四阶多项式项的定时残差。这两项由偶极辐射的效率、脉冲星管中的相对电流密度和$χ$决定。用该模型可以解释以下观测事实：a）年轻的汽车具有正的$\ddotν$ ; b）年老的汽车可以具有正的和负的$\ddotν$ ; c）$\ddotν$的绝对值与$-\dotν$成正比; d）制动指数的绝对值与汽车的特征年龄成正比。如果$χ$的演化纯粹是由于旋转运动学，那么它不能解释制动指数小于3的磁链，因此在这种情况下需要磁场的内在变化。通过模型与观测结果的比较，我们得出结论：在脉冲星的一生中，$χ$的漂移方向可能会发生多次振荡。$χ$的演化不足以解释蟹状星云脉冲星的自转行为，因为观测到的$χ$和$\dotχ$与使用该模型的定时残差所指示的值不一致。
2015-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Braking Index of a Radio-quiet Gamma-ray Pulsar
我们报告PSR J1208-6238的发现和定时测量，一个年轻的和高度磁化的伽马射线脉冲星，自旋周期为440 ms。脉冲星是在费米大天区望远镜（LAT）的伽马射线光子数据中发现的，在分布式志愿者计算系统Einstein@Home上运行。在使用帕克斯射电望远镜进行的专门后续搜索中没有检测到无线电脉动，在1369 MHz处的通量密度上限为30 $μ$ Jy。通过对这颗脉冲星的伽马射线脉动进行计时，我们测量了它在五年的LAT观测中的制动指数为$n = 2.598 \pm 0.001 \pm 0.1$，其中第一个不确定性是统计的，第二个不确定性估计了由于计时噪声造成的偏差。假设它的制动指数自出生以来一直相似，脉冲星的估计年龄约为2，700年，使其成为在伽马射线数据盲搜索中发现的最年轻的脉冲星，也是已知最年轻的无线电安静伽马射线脉冲星。尽管它的年龄很小，但它并不与任何已知的超新星遗迹或脉冲星风星云有关。脉冲星的偶极表面磁场强度为$3.8 \times 10^{13}$ G，几乎是量子临界水平的90%。我们调查了一些潜在的物理原因的制动指数偏离简单的偶极子模型，但发现LAT数据覆盖较长的时间间隔将是必要的，以区分这些。
2016-11-07 astro-ph.HE
Braking indices as probes of r-mode spin-down in young pulsars
University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Ferdowsi University of Mashhad（马什哈德费尔多西大学）；King’s University College, University of Western Ontario（韦仕敦大学国王学院）
本研究提出四通道自旋下降模型，利用制动指数约束年轻脉冲星类r模式电流四极扭矩，分析多数源无需引力波自旋下降，PSR J0537−6910或存在强类电流四极贡献。
2026-07-30 astro-ph.HE
Shapiro delay in PSR~J1811$-$2405
本文介绍了首次探测到的夏皮罗延迟从二进制毫秒脉冲星PSR J1811-2405。我们报告了11- $σ$测量的正向振幅，h $_3$ =6.8（6）× 10 $^{-7}$，和16- $σ$测量的正向比值，$ς$ = 0.81（5）。由于这个双星系统的轨道倾角i= 79（2）度，我们得到了伴星质量m = 0.31 $_c$的约束条件。脉冲星的质量目前没有得到很好的限制，其值为2.0 $\substack{+0.8 \\ -0.5}M_\odot$。伴星的质量和轨道周期与以往对致密双星系统演化的数值计算所作的预测一致。通过对偏振态的研究，我们发现PSR J1811-2405的轨道倾角约为100 °，是一个正交旋转体。此外，$μ$ s级的计时精度及其窄轮廓使PSR J1811-2405成为用于探测nHz引力波的脉冲星计时阵列的良好候选者。
2020-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of state transition behaviors in PSR J1124--5916
利用{ \sl Fermi}-LAT对PSR J 1124 - 5916进行了12年的观测，发现了两对自旋向下的态跃迁，使它成为第二颗被探测到具有自旋向下态跃迁的年轻脉冲星。PSR J1124- 5916的自旋降速演化主要表现为正常自旋降速态和低自旋降速态。在约80%的观测时间内，脉冲星处于正常的自旋下降状态，自旋下降速率线性减小，并给出一个制动指数$1.98\pm0.04$。到低自旋下降状态的两个跃迁分别在MJD 55183- 55803和MJD 56114- 56398中，分数幅度都是$\sim0.4\%$。观测到两个自旋下降态的$γ$射线轮廓没有显著差异，这与另一颗观测到状态跃迁的年轻脉冲星PSR B 0540 -69的情况相似。
2020-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Glitches in four gamma-ray pulsars and inferences on the neutron star structure
我们从伽玛射线天体PSR J 0835 $-$ 4510（船帆座）、PSR J1023 $-$ 5746、PSR J2111 $+$ 4606和PSR J2229 $+$ 6114的费米-LAT观测中给出了时间解。每颗脉冲星的数据范围都超过十年。从数据分析中，我们总共发现了20个小故障，其中11个是新发现的。其中，15个故障是与$Δν/ν\gtrsim10^{-6}$的大故障。PSR J1023 $-$ 5746是在所考虑的数据跨度中最活跃的脉冲星，其毛刺活动参数为$A_{\rm g}=14.5\times10^{-7}$ \yr ~，并且应该是在未来观测中频繁毛刺的船帆座类星体的目标。我们用$Δν/ν\gtrsim10^{-7}$在涡蠕动模型的框架内对16个故障进行了拟合。通过对这些毛刺的理论分析，我们可以获得有关中子星结构的重要信息，包括毛刺中超流区的转动惯量和各恒星组分之间的耦合时标。从前一个的参数的下一个毛刺的时间的理论预测被发现是在定性协议与所观察到的干扰时间尺度所考虑的样品。地壳超流的再耦合时间尺度在理论预期的范围内，并且与脉冲星的自旋下降速率成反比。我们还确定了PSR J2229 $+$ 6114在去除毛刺引起的贡献后的制动指数n=2.63（30）。
2022-02-01 astro-ph.HE
Localisation of the non-thermal X-ray emission of PSR~J2229+6114 from its multi-wavelength pulse profiles
通过拟合PSR J2229+6114的多波段脉冲轮廓，首次将其非热X射线发射区域定位在光柱半径的0.2至0.55倍之间，并确定了磁倾角和视线倾角。
2024-06-03 astro-ph.HE
PSR J1311-3430: A Heavyweight Neutron Star with a Flyweight Helium Companion
我们获得了新发现的Pb= 94 min γ射线黑寡妇脉冲星PSR J1311-3430的初步光谱观测和补充测光结果。凯克光谱显示出一个以氦为主，几乎不含氢的光球层和一个609.5+/-7.5km/s的大径向速度振幅。同时七色GROND测光进一步探测了这颗伴星的加热，并显示了存在的红外线过剩。我们已经模拟了静态光变曲线，限制了轨道倾角和质量。简单的加热光变曲线拟合得到M_NS=2.7Msun，但显示出系统的光变曲线差异。添加额外的组件允许拟合更大的质量范围，但所有可行的解决方案都具有M_NS>2.1Msun。如果得到证实，那么这样大的M_NS将在很大程度上限制物质在超核密度下的物态方程。
2012-10-25 astro-ph.HE
Neutron star mass estimates from gamma-ray eclipses in spider millisecond pulsar binaries
可靠的中子星质量测量是确定冷核物质状态方程的关键，但这是罕见的。“黑寡妇”和“红背”是由毫秒双星和半简并伴星组成的致密双星。光谱的光学明亮的同伴可以确定其径向速度，提供倾斜依赖的脉冲星质量估计。虽然可以从光学光变曲线中的细微特征推断出倾斜度，但由于不完整的加热模型和对变化的理解不足，这种估计可能会有系统性的偏差。使用费米大天区望远镜的数据，我们已经从49个蜘蛛系统中搜索了伽马射线食，在7个系统中发现了重要的食，包括原型黑寡妇PSR B 1957 $+$ 20。伽玛射线食需要伴星直接遮蔽脉冲星，因此伽玛射线食的检测或显著排除严格限制了双星的倾角，提供了新的鲁棒的、与模型无关的脉冲星质量约束。对于PSR B1957 $+$ 20，日食意味着一颗比光学光变曲线模型推断的更轻的脉冲星（$M_{\rm psr} = 1.81 \pm 0.07\,M_{\odot}$）。
2023-01-26 astro-ph.HE
The spin evolution of the pulsars with non-rigid core
考虑到中子星自转的非刚性，建立了脉冲星自转演化（制动、倾角演化和辐射旋进）模型。我们讨论了这个模型的两个简单的限制情况下，并表明，倾角的演变基本上取决于壳核相互作用的模型。核转动的非刚性加速了倾角的演化，使所有的核都演化到正交态。影响的大小取决于差异旋转物质的数量及其与恒星其余部分相互作用的机制。由于倾角的快速演化与观测数据明显矛盾，我们的结果可作为对中子星核理论的一个补充检验。
2014-02-06 astro-ph.HE
