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
Inclination angle and braking index evolution of pulsars with plasma-filled magnetosphere: application to high braking index of PSR J1640-4631
最近发现的旋转动力脉冲星PSR J1640-4631是第一个测量到制动指数的，具有足够高的精度，大于3。在真空或等离子体中，倾斜的磁转子不仅会受到自旋下降的影响，而且还会受到对准力矩的影响。真空模型可以解决制动指数，只有一个几乎正交的旋转器，是不兼容的单峰脉冲轮廓。具有共转等离子体的磁偶极子模型预测制动指数在$3-3.25$之间。我们发现$3.15$的制动指数与两个不同的倾角，$18.5\pm 3$度和$56 \pm 4$度是一致的。如果脉冲轮廓具有单峰并且源的无线电输出较弱，则较小的角度是优选的。我们推断倾角的变化率为每世纪$-0.23$度，绝对值比最近观测到的蟹状星云脉冲星的变化率小三倍。
2016-03-18 astro-ph.HE
Braking index of isolated pulsars: open questions and ways forward
孤立的双星是旋转的中子星，具有精确测量的角速度$Ω$，它们的时间导数清楚地表明双星正在减速。虽然自旋下降的确切机制是一个有争议的问题，但普遍接受的观点是，它是通过从旋转的磁化体发射磁偶极辐射（MDR），通过相对论粒子风的发射，或通过高阶磁多极或引力四极辐射产生的。计算出的旋转脉冲星的能量损失与模型有关，并导致幂律$\dotΩ$ = -K $Ω^{\rm n}$，其中$n$被称为制动指数。风、MDR、四极辐射的制动指数理论值分别为$n = 1, 3, 5$。公认的观点是，脉冲星制动强烈主导MDR。对孤立行星的高精度观测得到的制动指数值在$1 < n < 2.8$范围内，始终小于MDR模型预测的值。我们讨论了可能的方法，使理论更接近观察的MDR，并考虑如何其他机制可能发挥作用，在未来的研究中的制动指数的问题。
2015-03-31 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
On the variable timing behavior of PSR B0540-69: an almost excellent example to study pulsar braking mechanism
PSR B 0540 -69在其持续状态下具有制动指数测量值：n=2.129 \pm 0.012。最近，据报道，它的自旋下降状态发生了变化：自旋下降速率突然增加了36%。结合持续状态制动指数测量和不同的自旋下降状态，PSR B 0540 -69在约束脉冲星自旋下降模型方面比间歇性脉冲星更强大。脉冲星风模型被用来解释PSR B 0540 -69的变时行为。PSR B 0540 -69的持续状态制动指数是磁偶极子辐射和粒子风的综合效应。粒子密度实时反映了磁层的活动，并可能是导致自旋下降行为变化的原因。对应于PSR B 0540 -69的自旋下降速率增加36%，在真空间隙模型中颗粒密度的相对增加为88%。模型计算出新状态下的制动指数为n=1.79。PSR B 0540 -69在新的自旋下降状态下的未来制动指数观测将非常有力地区分不同的脉冲星自旋下降模型和不同的粒子加速模型。PSR J1846-0258的可变定时行为在脉冲星风模型中也是可以理解的。
2015-12-05 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
Braking indices and spin evolution: something is loose inside neutron stars
制动指数被用来描述恒星旋转的演变，并可以提供洞察的制动机制，占主导地位的减速。在这里，我们讨论的主要困难与测量制动指数和解释这些测量的复杂性。考虑到最近的制动指数测量与大的和定期的故障，我们评论的显着影响，松耦合超流体内部的超流可能对他们的自旋演化。
2017-11-06 astro-ph.HE
On the braking index of the unusual high-B rotation-powered pulsar PSR J1846-0258
PSR J1846-0258是一个跨越磁星和旋转动力磁星之间边界的天体。虽然多年来一直表现为旋转动力的脉冲星，但在2006年，它表现出明显的类似磁铁的行为-发射几个短的硬X射线爆发，通量增加。在这里，我们报告7年后爆发时序观测PSR J1846-0258使用罗西X射线定时探测器和雨燕X射线望远镜。我们测量的制动指数超过后磁星爆发期间是$n=2.19\pm0.03$。这代表了$Δn=-0.46\pm0.03$的变化，或与爆发前制动指数$n=2.65\pm0.01$相差14.5 $\;σ$，后者本身是在6.5年的跨度内测量的。脉冲星制动指数的变化如此之大且持续时间如此之长，是前所未有的，对脉冲星自旋下降模型构成了重大挑战。
2015-08-14 astro-ph.HE
High braking index pulsar PSR J1640-4631: low-mass neutron star with a large inclination angle?
最近的时间观测限制了X射线脉冲星PSR J 1640 -4631的制动指数为$n=3.15\pm0.03$，这是迄今为止所有测量到制动指数的X射线脉冲星中最高的值。在这封信中，我们调查是否脉冲星制动之间的磁偶极辐射和引力辐射的组合可能有一个制动指数大于3。对于常规中子星和低质量夸克星候选者，由观测到的制动指数推导出的椭圆率明显大于理论估计的最大值。如果PSR J 1640 -4631是一颗质量为$0.1~ \rm M_{\odot}$的低质量中子星，那么推断的椭圆率可以近似等于理论估计的最大值。由于这个源的无线电安静的性质，我们采用真空间隙模型开发的Ruderman和萨瑟兰限制的倾斜角为$87.2-90^{\circ}$。在此基础上，我们提出一个小质量的大倾角中子星可以解释这个源的高制动指数和无线电宁静的性质。未来的观测，如引力波探测和长期的时间，这个来源是需要确认或反驳我们的情况。
2016-07-25 astro-ph.HE
Superfluid Vortex Lines-Magnetic Flux Tubes Interaction and Braking Indices of Pulsars
School of Arts and Sciences, Qingdao Binhai University（青岛滨海学院文理学院）
研究中子星核心超流体涡线与超导磁通量管相互作用对脉冲星刹车指数时间变化的影响
2026-03-02 astro-ph.HE
Modelling the braking "index'' of isolated pulsars
孤立的脉冲星是一颗旋转的中子星，它具有高的磁偶极矩，通常与其旋转轴成有限的角度。因此，磁偶极辐射（MDR）的发射不断地带走它的转动能量。这一过程导致恒星的角速度随时间递减，通常用其制动指数来量化。虽然这个简单的机制确实是孤立双星自旋演化的主要原因，但它可能不是这种效应的唯一原因。大多数年轻的孤立的车辆目前的制动指数值始终低于MDR模型给出的值。工作在弱场（牛顿）的限制，我们在目前的工作中向前迈出了一步，在描述这样一个系统的演变，允许恒星的形状摆动周围的椭球形配置作为一个逆反应效应所产生的MDR发射。假设振荡发生内部阻尼，从而在系统中引入另一种形式的能量损失，并且这种现象可能与制动指数与纯MDR模型预测的偏差有关。数值计算表明，典型孤立转子的平均制动指数可以简单地解释。
2023-02-26 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
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
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
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
Low braking index of PSR J1734-3333: an interaction between fall-back disk and magnetic field?
最近的定时观测报告说，具有旋转周期$P=1.17~\rm s$的射电脉冲星PSR J 1734 - 3333正在以周期导数$\dot{P}=2.28\times 10^{-12}\rm s\,s^{-1}$减速。其推算的制动指数$n=0.9 \pm 0.2$是有实测制动指数的年轻射电望远镜中最低的。在这封信中，我们试图研究由脉冲星的强磁场与回退盘之间的相互作用引起的制动力矩对PSR J1734 - 3333自旋演化的影响。分析结果表明，对于自旋周期为$> 0.1$ s的超导磁体，该制动力矩明显大于磁偶极辐射的制动力矩，并在磁体的降自旋过程中发挥重要作用.模拟结果表明，对于一些典型的中子星参数，当回退盘的材料流入率为$2 \times 10^{17} \rm g\,s^{-1}$时，制动指数和周期导数与PSR J1734 - 3333的测量值基本一致。此外，我们的方案可以解释四个年轻的汽车制动指数的测量。然而，我们预测的X射线光度比观测值高1 - 2个数量级。我们认为这种差异可能源于后备盘的不稳定性。
2015-11-10 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
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
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
Post-outburst Observations of the Magnetically Active Pulsar J1846-0258: a new braking index, increased timing noise, and radiative recovery
约800年前的脉冲星J1846-0258是介于旋转动力脉冲星和磁星之间的一个独特的过渡天体：尽管它在大部分时间里表现得像一颗旋转动力脉冲星，但在2006年，它表现出明显的磁星样爆发，伴随着一个大的故障。在这里，我们提出了X射线定时观测与罗西X射线定时探测器超过2.2年的时间后，X射线爆发和故障已经恢复。我们观察到脉冲星的制动指数，以前测量为n=2.65+/-0.01，现在是n=2.16+/-0.13，减少了18+/-5%。我们还注意到，相对于爆发前的水平，定时噪声持续增加。尽管时间发生了变化，2009年钱德拉X射线天文台的观测显示，脉冲星及其风星云的X射线通量和光谱与2000年观测到的静止水平一致。
2011-02-21 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
Braking indices of pulsars obtained in the presence of an effective force
汽车制动性能指标的理论计算至今仍是一个难题，对科学研究提出了挑战。在本文中，我们报告的研究结果，关于这种计算适应的正则模型（它承认，磁偶极子是旋转的磁偶极子）基本上通过引入一个补偿组件的系统的能量守恒方程。这个分量对应于一个随脉冲星地壳切向速度的一次幂变化的有效力。我们测试所提出的模型，使用现有的数据和预测制动指数值为不同的明星。我们评论最近测量的脉冲星J1640-4631的高制动指数。
2016-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the evolution of high-B radio pulsars with measured braking indices
我们研究了高磁场射电望远镜（HBRPs）的长期演化，测量制动指数在同一模型中，被应用到个人的异常X射线望远镜（AXP），软伽马中继（SGR）和昏暗的孤立中子星（XDIN）。我们已经证明，旋转属性（周期，周期导数和制动指数）和X射线光度的单个HBRP可以同时获得的中子星演化的后备盘。模型源达到所观察到的性能的HBRPs在螺旋桨阶段，当脉冲无线电发射是允许的，在年龄与估计的超新星遗迹的源的年龄一致。我们的研究结果表明，HBRPs的磁偶极场的强度与AXP/SGRs和XDIN相当，甚至更大，但仍然比从磁偶极矩公式推断的值小一个或两个数量级。这些源可能的演化路径意味着，在大约10^4年之后，它们将失去其看似HBRP的性质，因为它们的快速减小的周期导数将使它们进入正常的射电脉冲星群体，或者它们将演化到吸积阶段，关闭射电脉冲。
2017-07-07 astro-ph.HE
Braking PSR J1734-3333 with a possible fall-back disk
PSR J1734-3333中非常小的制动指数$n=0.9\pm0.2$，对现有的机车制动机理理论提出了挑战。我们提出了一种可能的解释，即该脉冲星被回落盘包围并被回落盘制动，并基于脉冲星的磁能密度与回落盘的动能密度之间的竞争提出了修正的制动扭矩。在此扭矩下，自相似圆盘可以用自然初始参数拟合PSR J1734-3333的所有观测参数。在这个区域，恒星将在大约20000年内演化到$P-\dot{P}$图中具有异常X射线双星和软伽马中继星的区域，并在那里停留很长一段时间。在我们的模型中，PSR J1734-3333周围的盘的质量约为$10M_{\oplus}$，与AXP 4U 0142+61周围的盘的观测质量相似。
2014-03-17 astro-ph.HE
Braking index of isolated uniformly rotating magnetized pulsars
孤立的双星是旋转的中子星，具有精确测量的角速度$Ω$，它们的时间导数清楚地表明双星正在减速。虽然自旋下降的确切机制是一个有争议的问题，但普遍接受的观点是，它是通过从旋转的磁化体发射磁偶极子辐射（MDR）而产生的。其他过程，包括引力辐射和相对论性粒子（脉冲星风）的发射，也在考虑之中。计算的能量损失由一个旋转的脉冲星与一个恒定转动惯量假设成正比的模型依赖的功率$Ω$。该关系导致幂律$\dotΩ$ = -K $Ω^{\rm n}$，其中$n$称为制动指数。MDR模型预测$n$恰好等于3。对孤立星系的选定观测提供了相当精确的$n$值，个别精确到百分之几或更好，在1 $ <$ n $ < $ 2.8的范围内，这始终小于MDR模型的预测。尽管对MDR模型的各种修改进行了广泛的调查，但尚未发现令人满意的观察解释。我们采用了四个物理上现实的状态方程，和两个计算代码，在MDR模型的制动指数的旋转的动态效果建模。除此之外，我们还模拟了对转动惯量的影响，我们假设一定量的超流物质已经在恒星的地壳和核心区域之间显现出来，从而基本上消除了两个区域之间的动量传递。我们发现，旋转对制动指数的影响是显着的，在高频率，但在频率与最准确的测量到最新的刹车一致的影响不大。
2015-03-31 astro-ph.HE
Gravitational waves from pulsars with measured braking index
我们研究了假设的引力波（GW）的发射，特别是与测量制动指数的恒星。我们表明，适当的组合GW发射和磁偶极子制动器可以自然地解释测量的制动指数，当表面磁场和磁偶极子和旋转轴之间的角度是时间依赖性的。然后，我们讨论了aLIGO和爱因斯坦望远镜对这些恒星的探测能力。我们提请注意现实的可能性，aLIGO可以检测到的GWs产生的至少一些这些卫星，如船帆座，例如。
2016-09-12 astro-ph.HE gr-qc
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
Why do the braking indices of pulsars span a range of more than 100 millions?
在这里，我们报告说，观察到的制动指数的366个样本中的Hobbs等。从约$-10^8$约$+10^8$，并显着相关的特征年龄。使用我们先前基于相同数据开发的磁场演化模型，我们导出了制动指数的解析表达式，该表达式与Hobbs等人样品中的磁共振制动指数的所有观测统计特性一致。然而，我们的模型是，这与先前的解释不一致，即磁场增长是制动指数小值的原因（$<3$）观察到特征年龄小于$2\times 10^3$岁的“婴儿”患者。我们发现，脉冲星的“瞬时”制动指数可能不同于“平均”制动指数从拟合数据在一定的时间跨度。我们的模型预测的“瞬时”制动指数和观察到的“平均”制动指数之间的密切匹配表明，以前使用的时间跨度通常小于或相当于其磁场振荡周期。我们的模型可以用现有的数据进行测试，通过计算制动指数作为每个脉冲星的时间跨度的函数。这样，我们就可以得到每颗脉冲星的磁场演化模型中的所有参数，并可能提高利用脉冲星探测引力波的灵敏度。
2012-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Braking Index of Isolated Pulsars
孤立双星是旋转的中子星，具有精确测量的角速度$Ω$，它们的时间导数明确地表明双星正在减速。普遍接受的观点是，它是通过磁偶极子辐射（MDR）从旋转磁化体的发射。计算的能量损失由一个旋转的脉冲星与一个恒定转动惯量假设成正比的模型依赖的功率$Ω$。该关系导致幂律$\dotΩ$ = -K $Ω^{\rm n}$，其中$n$称为制动指数。MDR模型预测$n$恰好等于3。对孤立星系的选定观测提供了相当精确的$n$值，个别精确到百分之几或更好，在1 $ <$ n $ < $ 2.8的范围内，这始终小于MDR模型的预测。尽管对MDR模型的各种修改进行了广泛的调查，但尚未发现令人满意的观察解释。这项工作的目的是确定偏离$n$的值从典型的$n = 3$的恒星与频率依赖的转动惯量的频率范围内从零到开普勒速度（开始质量脱落的旋转变形的明星），在宏观MDR模型。我们首次使用恒星的微观现实状态方程（EoS）来确定其行为和结构。此外，我们研究的重子质量M $_{\rm B}$的明星，和可能的核心超流性，在MDR模型的制动指数的值的影响。
2016-08-03 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
Relating the Kick Velocities of Young Pulsars with Magnetic Field Growth Timescales Inferred From Braking Indices
一颗新生的中子星可能在原中子星阶段之后不久就暴露在回退吸积中。这一高吸积幕可使地壳深处的磁场减弱。磁场扩散回地表需要数亿年的时间，这取决于所吸积的质量和随之而来的磁场埋置的深度。具有大反冲速度的中子星将吸积较少的回退物质，导致其场的淹没较浅，并且其场的增长时间尺度较短。我们得到了中子星的空间速度与磁场增长的欧姆时间尺度之间的关系$τ_{\rm Ohm} \propto v^{-1}$。我们比较这与测得的横向速度，$v_{\perp}$和字段的增长时间尺度，$μ/\dotμ$，推断从测得的制动指数之间的关系。我们发现，观测数据与理论预测是一致的，虽然数据的数量少，排除了一个强有力的结论。测量脉冲星B1509 $-$ 58、J1846 $-$ 0258、J1119 $-$ 6127和J1734 $-$ 3333的横向速度将增加数据的数量，并对理解脉冲星场是否随回退吸积而增长有很大贡献。
2012-12-11 astro-ph.HE
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
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
Pulsar braking and the P-Pdot diagram
自脉冲星天文学早期以来，射电天文学家在周期-周期导数（P-Pdot）平面上的位置一直是一个关键的诊断工具。特别重要的是，在P-P点图中，时间是如何演变的。在这里，我们表明，磁轴和旋转轴之间的倾斜角（α点）的衰减起着至关重要的作用。特别是，α点强烈影响的制动扭矩，在以前的工作中，在很大程度上被忽略的效果。我们进行了模拟，其中包括一个负的α-点项，并表明，它是可能的，以重现观测的P-Pdot图，而不需要长的出生周期或磁场衰减的恒星。我们最好的模型表明，每世纪有1颗射电脉冲星诞生，银河系总人口约为20000颗射电脉冲星射向地球。
2017-02-13 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
Apparent dispersion in pulsar braking index measurements caused by timing noise
本文通过解析和蒙特卡洛模拟证明，计时噪声导致脉冲星制动指数测量出现表观色散，其方差与噪声幅度平方成正比，并给出异常区域的条件及对测量结果的影响。
2023-05-16 astro-ph.HE
Nonlinear interglitch dynamics, the braking index of the Vela pulsar and the time to the next glitch
船帆座脉冲星的脉冲间隔时间的特征是由一个恒定的旋转速率的二阶导数。这在后毛刺指数松弛之后接管，并且大约在下一个毛刺的时间完成。涡蠕动模型解释了二阶导数对毛刺的非线性响应。我们目前的干扰时间适合目前的样本覆盖16个大的毛刺，考虑到在一些毛刺的一部分，在自旋下降率的步骤可能涉及到一个“持久的转变”的可能性，在蟹状星云脉冲星观察。用该假设修改毛刺之间的时间的表达式导致与观察到的毛刺间时间间隔更好的一致性。我们外推故障间模型拟合，以获得每个故障之前的降速速率，并使用这些来计算制动指数n = 2.81 +/- 0.12。下一个故障应该发生在2017年12月22日左右+/- 197天，如果不涉及持续的转变，但如果2013年的故障引起典型的Vela持续转变，则可能早在2016年7月27日+/- 152天发生。添加注释：从字面上看，当我们在2016年12月12日提交本文的第一个版本时，我们看到ATel # 9847宣布了一个船帆座脉冲星故障，它在我们预测的138天后出现了持续的变化，在152天的1 sigma不确定性范围内。
2017-06-02 astro-ph.HE
Gravitational Waves from Pulsars and Their Braking Indices: The Role of a Time Dependent Magnetic Ellipticity
本文研究了含时磁椭圆率（$ε_{B}$）在计算类星体制动指数中的作用。此外，我们研究了这样的$ε_{B}$的后果上的引力波（GWs）的振幅产生的恒星与测量的制动指数。我们发现，由于磁偶极子产生的椭圆率是非常小的，相应的振幅的GWs是远远小于通过自旋下降极限得到的振幅。
2016-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
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
Discovery of a Spin-Down State Change in the LMC Pulsar B0540-69
利用雨燕和RXTE卫星的观测结果，我们发现了大麦云星云中的一颗年轻脉冲星B 0540 -69的自旋下降速率有一个大的、突然的、持续的增加。B 0540 -69的降转率相对增加了36%，这是前所未有的。没有观察到自旋速率的伴随变化，并且在自旋下降速率变化之后，没有观察到来自B 0540 -69的脉冲X射线发射的变化。在最近发现的“间歇脉冲星”类中，可以看到自旋下降速率的这种较大的相对变化，我们将B 0540 -69的性质与这种脉冲星进行了比较。我们认为可能的变化，在磁层的脉冲星，可能会导致这样一个大的变化，自旋下降率。
2015-06-18 astro-ph.HE
Identification of two new HMXBs in the LMC: a $\sim$2013 s pulsar and a probable SFXT
本文报道了位于大麦云云（LMC）中的两个高质量X射线双星系统的X射线和光学性质。根据获得的光谱，我们分类的大质量的同伴作为一个超巨星在两个系统。对XMM-Newton收集的X射线事件的定时分析显示，XMMU J053108.3-690923存在相干脉动（自旋周期$\sim$ 2013 s），XMMU J053320.8-684122存在快速燃烧行为。这两个系统的X-射线光谱可以足够好地模拟吸收的幂律，产生硬光谱和高的本征吸收的系统的环境。由于它们的综合X射线和光学特性，我们将这两个系统归类为SgXRB：19颗$^{\rm th}$确认的X射线脉冲星和一颗可能的超巨星快速X射线瞬变在LMC中，这是我们银河系以外的第二个这样的候选者。
2017-12-10 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
Structural response of neutron stars to rapid rotation and its impact on the braking index
本研究考察了磁偶极辐射、引力质量四极辐射和r-modes对脉冲星自转减速的影响，计算了对应的制动指数，发现快速旋转导致制动指数偏离标准值，且r-mode振荡主导毫秒脉冲星减速。
2025-06-27 astro-ph.HE
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
Discovery of Quasi Periodic Oscillations in the persistent X-ray emission of Accreting Binary X-ray Pulsar LMC X-4
利用XMM-Newton观测发现了高质量X射线双星（HMXB）脉冲星LMC X-4在非闪耀（持续）状态下的准周期振荡（QPO）。除了74 mHz的相干脉动外，持续发射光变曲线在20-30 mHz的频率范围内显示出QPO特征。准周期耀斑以前在罗西X射线定时探测器（RXTE）的观测中从LMC X-4观测到过。然而，这是第一次在LMC X-4的持续发射观测中观察到QPO。X射线双星中的QPO一般被认为与内吸积盘中不均匀物质分布的旋转有关。在大质量X射线双星（HMXB）如LMC X-4中，致密天体是一颗具有高磁场的中子星，内部吸积盘的半径由质量吸积率和中子星的磁矩决定。在这样的系统中，QPO特征，以及脉冲周期和X射线光度测量有助于我们约束中子星的磁场强度。我们使用磁层吸积的考虑有一个近似值的磁场强度的中子星在LMC X-4。
2022-03-15 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
Braking index of the frequently glitching PSR J0537$-$6910
School of Arts and Sciences, Qingdao Binhai University（青岛滨海学院文理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Department of Astronomy and Space Sciences, Istanbul University（伊斯坦布尔大学天文学与空间科学系）；Bahçeşehir College（巴切希尔学院）；Faculty of Engineering and Natural Sciences, Sabancı University（萨班哲大学工程与自然科学学院）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）；Departamento de Física, Universidad de Santiago de Chile (USACH)（圣地亚哥智利大学物理系）
研究PSR J0537$-$6910频繁glitch的刹车指数，发现其长期刹车指数为负，可能由内部超流扭矩和永久位移共同作用解释。
2025-11-14 astro-ph.HE
Evolution of Spin Period and Magnetic Field of the Crab Pulsar: Decay of the Braking Index by the Particle Wind Flow Torque
中子星的自转和磁场（B场）的演化是半个多世纪以来未解的谜。我们把脉冲星的旋转制动力矩归因于标准磁偶极子辐射（MDR）和粒子风流（MDR + Wind，以下简称MDRW）两个分量，并将其应用于蟹状星云脉冲星（B 0531 + 21），蟹状星云脉冲星是唯一已知年龄和射电望远镜长期连续监测的源。基于上述假设，我们得到了蟹状星云脉冲星自转演化的精确解析解，并得到了如下结果：（1）与MDR模型所建议的恒定特征B场不同，蟹状星云脉冲星的这一数值在50 kyr内增加了100倍，而它的真实B场没有变化;（2）旋转制动指数在长期内由$\sim$ 3演变为1，但在现阶段的$\sim$ 45年内由2.51下降到2.50，而颗粒流对总旋转能量损失率的贡献约为25%;（3）引人注目的是，特征年龄的最大极限为$\sim$ 1万年，这意味着它并不总是真实年龄的良好指标。通过与可能的风制动候选脉冲星PSR J1734-3333的比较，讨论了蟹状星云脉冲星从MDR到风支配的演化路径。
2022-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recovering Pulsar Braking Index from a Population of Millisecond Pulsars
本文利用分层贝叶斯推断从47颗毫秒脉冲星的模拟数据中恢复制动指数分布，发现需20年以上观测和极低噪声，验证了群体级测量的可行性。
2025-03-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SRG/ART-XC discovery of pulsations from RX J0535.0-6700: another X-ray pulsar in the LMC
利用SRG/ART-XC首次在LMC中研究较少的大质量X射线双星RX J0535.0-6700中探测到约106秒的X射线脉冲，证实其为强磁场中子星，并结合WISE红外数据揭示其退吸积盘的长期演化，使其成为LMC中Be型X射线脉冲星家族的新成员。
2025-05-07 astro-ph.HE
Discovery of pulsation dropout and turn-on during the high state of the accreting X-ray pulsar LMC X-4
2015年10月和11月对发光X射线脉冲星LMC X-4的两次\textit{NuSTAR}观测捕获了来自该源的几次明亮的吸积耀斑，该源具有长期的稳定脉冲和超轨道行为。我们提出了一个定时分析这些数据中，我们检测到一个快速的脉冲打开与吸积耀斑，在此期间，源达到超爱丁顿光度。脉动，这是通常看到从这个来源，被发现只发生了大约一个小时之前，并在明亮的耀斑。超过一个小时的耀斑之前和之后，我们发现脉动是微弱的或不存在的，与分数RMS振幅小于0.05。在耀斑爆发时，脉冲轮廓表现出0.25个周期的相移，这可能与发射几何形状的变化有关。这种在耀斑之前发生的脉冲强度的增加不能用螺旋桨效应来解释，并且可能提供了在接近爱丁顿极限和ULX双星的磁特性之间的联系。
2018-06-28 astro-ph.HE
Peculiarities of super-Eddington flares from the X-ray pulsar LMC X-4 with NuSTAR
我们目前的分析结果的超级爱丁顿耀斑登记的X射线脉冲星LMC X-4的NuSTAR天文台在广泛的能量范围3-79千电子伏。脉冲星的光谱是很好地描述了在静态和耀斑期间的热康普顿模型，当峰值亮度达到值$L_{\rm x} \sim (2-4)\times10^{39}$ erg s $^{-1}$。首次发现的一个重要特征是，耀斑期间亮度的数量级增加主要是在能量低于25-30 keV时观察到的，而在更高的能量（30-70 keV）下，光谱的形状和源通量几乎保持不变。亮度的增加伴随着源脉冲轮廓的变化--在3-40 keV的能量范围内，它变成近似三角形，并且脉冲部分随着能量的增加而增加，在25-40 keV的能量范围内达到60-70%。本文讨论了吸积柱的几何形状可能发生的变化，这可以解释光谱和脉冲轮廓的变化。
2017-12-14 astro-ph.HE
Black widow formation by pulsar irradiation and sustained magnetic braking
黑寡妇是一种毫秒级的恒星，它的伴星质量很小，只有太阳质量的百分之几，在几个小时的轨道上运行。这些伴星可能是主序星的残余，它们的质量是由主脉冲星的高能量辐射造成的罗奇瓣溢出和烧蚀共同作用的结果。虽然烧蚀本身太弱，无法显著降低伴星的质量，但烧蚀的风耦合到它的磁场，消除轨道角动量，从而保持稳定的罗氏瓣溢出。我们使用MESA恒星演化代码，辅以分析估计，跟踪最初的主要序列同伴，因为他们减少到原来的质量的一小部分，这种烧蚀驱动的磁制动。我们认为，磁制动仍然有效，即使是低质量的同伴。我们的模型的一个关键因素是，脉冲星$L_{\rm irr}$的辐射亮度在伴星的大气中沉积能量，从而减缓其开尔文-亥姆霍兹冷却。我们发现费米$L_{\rm irr}=0.1-3\,{\rm L}_\odot$测量的高能光度可以解释黑寡妇轨道周期的跨度。同样的$L_{\rm irr}$范围再现了伴星的夜侧温度，从光学光变曲线推断，它们聚集在3000 K左右。
2020-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
