Fallback Disks, Magnetars and Other Neutron Stars
具有角动量的物质的存在，以一个围绕年轻孤立的中子星的后备盘的形式，将决定它的演化。这导致了对不同类型的年轻中子星的许多性质的理解，特别是对AXP，SGR和XDIN的周期聚类的自然解释。中子星的自旋下降或自旋上升的特性是由磁场的偶极分量决定的。磁星和其他中子星可能具有不同强度的磁场的偶极和更高的多极分量的自然可能性，现在实际上是对某些磁星的自旋下降速率的观测所需要的。这次演讲给出了一个广泛的概述和一些应用的后备磁盘模型，以特定的中子星。突出的要点是：（一）几年前，在AXP 4U 0142+61周围已经观察到一个备用磁盘。(ii)SGR 0418+5729观测到的低自旋下降率提供了直接证据，证明磁场的偶极子分量在$10^{12} G$范围内。SGR 0418+5729的所有特性都可以通过在备用磁盘的扭矩下的自旋来解释。(iii)PSR J1734-3333的异常制动指数也可以用回退盘模型来解释，该模型给出了现今年龄的光度、周期、周期导数和周期二阶导数。(iv)这些和所有应用到各种其他来源使用相同的磁盘物理和演化，不同的只是磁盘的初始条件。
2012-12-02 astro-ph.HE
X-ray flashes powered by the spindown of long-lived neutron stars
X射线闪光（XRF）是一类高能瞬变现象，其性质仍有待商榷。在许多方面类似于常见的伽马射线暴（GRB），它们的强X射线发射伴随着非常低或不存在的伽马射线波段的发射。尽管存在这一关键差异，但许多迹象已经巩固了XRF和GRB具有共同起源的想法，包括一些潜在的XRF/超新星协会以及一些XRF与长GRB的Amati关系的一致性。然而，将XRF解释为离轴或本质上较弱的伽玛暴的困难仍然使人们对这种解释产生怀疑。在这里，我们探讨了一些XRF的可能性，而不是由一个长寿命的中子星（NS）的自旋下降形成的二元NS（BNS）合并，或可能，在核心崩溃超新星。聚焦于XRF 020903和HETE-2观测到的其他一些情况，我们发现它们缺乏伽马射线发射，光谱特性，持续时间和X射线亮度在我们的假设中找到了一个自然的解释。此外，我们指出，协议的XRF 020903与Amati和Ghirlanda关系的长伽玛暴分别是边缘和问题。假设一个BNS合并起源的长寿NS，我们使用XRF观测估计的BNS合并伴随着一个潜在的可观察到的XRF信号的速率的下限。在先进的LIGO和Virgo引力波探测器的范围内，我们发现>0.02-0.05 1/年。最后，我们讨论了超新星协会的XRF事件考虑的影响。
2016-10-17 astro-ph.HE gr-qc
Neutron Stars in Supernovae and Their Remnants
中子星的磁场范围很大（~ 3e 10 - 1 e15 G）。可能有一种倾向，即更高磁化的中子星来自更大质量的恒星祖先，但其他因素也一定起作用。当与中子星可能的初始周期相结合时，磁场意味着一种覆盖范围很大的自旋下降功率，并且通常由超新星中的其他功率源主导。脉冲星自旋下降的功率输入的显着特点是功率的时间依赖性和在超新星内部创建一个低密度的气泡;在后期阶段的线轮廓没有集中峰值后，显着的脉冲星旋转能量已经沉积。在小于300岁的天体中，缺乏明确的脉冲星能量证据，这可以归因于大的典型脉冲星诞生时的旋转周期。
2010-11-16 astro-ph.HE
Spindown of magnetars: Quantum Vacuum Friction?
磁星被认为是一种特殊的中子星，其X射线辐射可以由高达$\gtrsim 10^{14}$ G的超强磁场驱动。然而，迄今为止，还没有获得这种强磁场的直接证据，最近发现的低磁场磁星甚至表明，应该包括一些比磁偶极辐射更有效的辐射机制。本文提出量子真空摩擦（QVF）是超强{ \em表面}场的直接结果，从而可以通过QVF制动进一步检验磁星模型。脉冲星的高表面磁场与量子真空相互作用导致了显着的高自旋速率（$\dot{P}$）。当脉冲星自转周期及其一阶导数满足$P^3\cdot \dot{P}>0.63\times10^{-16}ξ^{-4}$ s $^2$关系时，QVF对脉冲星的能量损失起主导作用，其中$ξ$为表面磁场与偶极磁场的比值.在“QVF $+$磁偶极子”联合制动方案中，磁星的自旋下降行为与纯磁偶极子模型中的自旋下降行为有很大不同。我们预计这些结果将来可以通过磁星候选者进行测试，特别是低磁场候选者。
2015-06-30 astro-ph.HE
Spindown of Pulsars Interacting with Companion Winds: Impact of Magnetospheric Compression
本研究利用PIC模拟量化伴星星风压缩磁层对脉冲星自转减慢的影响，并据此约束双脉冲星PSR J0737-3039的表面磁场。
2024-07-06 astro-ph.HE
Imprints of gravitational waves from magnetar spindown in GRB X-ray afterglows
Nanyang Normal University（南阳师范学院）；Zhejiang Normal University（浙江师范大学）；Anhui Normal University（安徽师范大学）；Peking University（北京大学）；Xiamen University（厦门大学）
研究通过GRB 130603B的X射线光变曲线，探讨磁星自转减速由引力波辐射主导的特征，并估计相关物理参数。
2026-02-07 astro-ph.HE
Asymmetric accretion and thermal `mountains' in magnetized neutron star crusts
吸积中子星是连续引力波搜索的主要目标之一，因为不对称的吸积可能导致恒星地壳上的四极形变或“山”，这是以两倍于旋转频率发射引力波的源。引力波扭矩也可能影响恒星的自旋演化，可能决定了目前观测到的低质量X射线双星中中子星的自旋周期，并导致PSR J 1023 +0038吸积过程中观测到的自旋下降速率增加。先前的研究表明，中子星地壳中的变形反应层导致了热量和成分梯度，从而导致引力波发射。然而，对预期的不对称程度没有现实的限制。在本文中，我们考虑了一个自然的不对称源，即磁场，并计算了预期的密度和压力扰动，在地壳的吸积中子星。一般来说，我们发现只有中子星最外层的反应层受到强烈的扰动。我们估计的质量四极子一般都很小，不能解释PSR J1023+0038自旋下降速率的增加。然而，如果在地壳中存在低密度的强浅层热源，正如冷却观测所表明的那样，这些层将受到强烈的扰动，由此产生的四极可以解释观测到的PSR J1023+0038的自旋下降，并导致可观测到的引力波信号来自具有较高吸积率的系统。
2020-04-05 astro-ph.HE
Observational Constraints on the Pulsar Wind Model: The Cases of Crab and Vela
众所周知，螺旋桨是非常稳定的旋转体。然而，尽管速度缓慢，但由于制动机制，它们的转速下降，实际上这仍然是文献中深入研究的主题。由于脉冲星通常被建模为高度磁化的中子星，从其磁极发射电磁辐射束，因此有理由认为自旋下降与磁制动有关。虽然这是一个有趣而简单的想法，但纯磁制动器无法充分解释自旋下降速率。因此，文献中出现了许多替代的自旋下降机制，其中包括脉冲星风模型，其中来自脉冲星本身的粒子风可以携带部分旋转动能。这种自旋下降机制主要取决于三个参数，即，偶极磁场$B$，磁轴和自转轴之间的夹角$(ϕ)$，以及脉冲星磁层的初级粒子密度$(ζ)$。随后，从一系列的文章在这个问题上，我们认为第一次在文献中的统计建模，其中包括一个偶极磁和风制动器的组合。因此，我们能够限制上述参数，特别是对蟹状星云和船帆座星云。
2021-08-12 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
Magnetic Inclination Evolution of Accreting Neutron Stars in Intermediate/Low-Mass X-ray Binaries
磁倾角$χ$，即中子星（NS）的自旋轴和磁轴之间的夹角，对它的观测特性起着至关重要的作用。然而，很少有系统的研究其长期的演变，特别是在双系统中的吸积NS。应用\citet{2021MNRAS.505.1775B}模型和双星演化程序\mesa{}，同时模拟了中/低X射线双星（I/LMXB）吸积中NS的吸积速率、自旋周期、磁场和磁倾角的演化.结果表明，$χ$的演化不仅依赖于双星系统的初始参数，而且依赖于质量传递历史和脉冲星损失效率。根据计算结果，我们给出了包括超紧X射线双星、毫秒双星和超亮X射线源在内的各种系统的PDMATHAMM的特征分布，并讨论了它们可能的观测意义。
2023-02-22 astro-ph.HE
A new look at distances and velocities of neutron stars
我们重新审视中子星距离和速度的确定。将视差测量转换为距离或距离概率分布，引发了一场与造父变星类似的争论，争论的焦点是在讨论单个系统时是否可以使用先验。以PSRJ 0218 +4232为例，我们证明了先验知识对于确定距离的概率分布是必要的。这颗脉冲星的距离意味着伽马射线的光度大于其自旋下降光度的10%。对于速度，争论的焦点是是否有一个麦克斯韦分布描述了年轻恒星的分布。通过限制我们的讨论准确（VLBI）的测量，我们认为，描述与两个麦克斯韦，分布参数σ 1 =77和σ 2 =320公里/秒，是显着更好。修正银河系的自转，得到相对于当地标准的静止速度，是微不足道的。
2017-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
SGR 0418+5729 - How does a Young Neutron Star Spin Down to a 9 s Period with a Dipole Field less than 10^13 G?
SGR 0418+5729的周期导数（Rea等人，2010年）确定磁偶极矩明显低于磁星范围，将源置于P-dP/dt图中孤立脉冲星活动的区域之外，并给出特征年龄> 2 \times 10^{7}年，比SGR和AXP的10 ^5年年龄范围大得多。因此，自旋降必须由真空中的偶极辐射以外的机制产生。当中子星的表面偶极磁场在10^{12} G范围内，初始自转周期为P0 ~ 100 ms时，回退盘将在10^4 ~10^5年内使中子星自旋下降到SGR 0418+5729的9.1 s周期。目前周期导数的上限给出了\sim 10 ^5年的下限，这对中子星的初始条件不敏感。SGR 0418+5729表面的总磁场可能显著大于其10^{12} G偶极子分量。
2011-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Axisymmetric magneto-plastic evolution of neutron-star crusts
中子星壳中的磁场演化是由霍尔效应和欧姆耗散驱动的，只要壳足够强以吸收磁场施加的麦克斯韦应力，从而使动量方程变得多余。然而，对于最强的中子星场，应力会累积到地壳破裂的程度，在这一点上，标准的演化方程不再有效。在这里，我们研究的演变磁场的地壳和超越地壳故障，从那里开始的地壳塑性流动。我们执行全球轴对称的演变，探索不同类型的故障影响有限区域的地壳。我们发现，即使在低塑性粘度的情况下，塑性流动也不会简单地抑制霍尔效应，而是导致非平凡的演变-在某些情况下甚至反应过度并增强霍尔效应的影响。它的影响在环向场中更为突出，而在极向场上的差异则不那么显著。我们认为，磁星爆发的性质和它们的自旋下降演化将受到塑性流动的影响，因此，对这些现象的观测可能有助于限制地壳破裂的方式。
2021-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetospheric "anti-glitches" in magnetars
我们将Archibald等人（2013年）观测到的磁星1 E 2259+586的快速自旋下降（称为“反毛刺”）归因于X射线爆发期间磁层的部分开放，随后闭合场线区域的结构发生变化。要解释在X射线耀斑期间观测到的自旋下降，所需要的只是磁层中相对较小部分的瞬时开放，仅为一个周期，数量级仅为百分之几。更一般地说，我们认为，在磁星所有的时间不规则性有磁层起源，并引起（i）在当前的磁层结构的波动（类似于旋转动力驱动的马达中的长期扭矩变化）;或者，特别是磁星，通过（ii）在爆发和耀斑期间打开一部分磁层-后一种事件总是伴随着快速的自旋下降，一个“抗干扰”。中子星地壳在地壳磁场驱动下的缓慢旋转运动，在CME型事件中超过一定的扭曲极限，导致外部磁场的爆炸性不稳定性和大磁通量的瞬时打开，耀斑后磁层电流的增加伴随着X光光度和自旋下降率的增强，轮廓的变化以及光谱硬化，所有这些都与转矩波动的磁层模型一致。
2013-06-10 astro-ph.HE
Mass Distribution and Maximum Mass of Neutron Stars: Effects of Orbital Inclination Angle
本研究采用贝叶斯分析银河系中子星质量分布与最大质量，通过对比两种模型发现，纳入轨道倾角观测约束会使最大质量上限提高至2.56太阳质量，强调了准确处理轨道倾角及质量不确定度的重要性。
2023-12-20 astro-ph.HE
The hidden companion in J1527: a 0.69 solar-mass white dwarf?
本文利用高分辨率光谱重新测量J1527的轨道倾角，发现其约为63度，从而将其中未被看见的致密天体质量从约0.98 M⊙修正为0.69 M⊙，表明该天体更可能是一颗白矮星而非中子星。
2024-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
NS 1987A in SN 1987A
在SN 1987 A的残骸中可能探测到一个致密物体，这为跟踪其早期演变提供了前所未有的机会。可疑的检测源于紧凑物体预测位置附近的尘埃团发出的过量红外辐射。红外线的过量可能是由于像钛44这样的同位素的衰变，来自中子星或黑洞的吸积光度，磁层发射或来自脉冲星自旋下降的风，或者来自嵌入的冷却中子星的热发射（NS 1987 A）。结果表明，最后一种可能性是最合理的，因为其他的解释是不赞成其他的观察和/或需要微调的参数。不仅有迹象表明，尘埃团重叠的预测位置踢紧凑的残骸，但其过剩的光度也符合预期的热功率的30岁的中子星。此外，最小冷却范式中的冷却中子星模型很容易同时适合NS 1987 A和下一个最年轻的已知中子星Cas A。如果正确的话，地壳中较长的热传输时间尺度和较大的有效恒星温度是有利的，这意味着相对有限的地壳n-1 S 0超流性和一层较厚的轻元素包层。如果位置不重叠，那么脉冲星的自旋下降或吸积可能更有可能，但脉冲星的周期和磁场或吸积率必须相当精细地调整。在这种情况下，NS 1987 A可能具有增强的冷却和/或重元素包层。
2020-05-20 astro-ph.HE nucl-th
Constraining the inclination of the Low-Mass X-ray Binary Cen X-4
本文给出了低质量X射线双星Cen X-4的椭球光变曲线模拟结果，以约束系统的倾角和中子星的质量。2008年5月在麦哲伦使用PANIC进行了为期三晚的近红外光度监测。用差示光度法测得了Cen X-4的J、H和K光变曲线。采用椭球面模型对相位折叠光变曲线进行了拟合。光变曲线拟合对双星系统的性质做了最少的假设，得到了34.9（+4.9，-3.6）度的倾角，这与之前对系统倾角的测定一致，但改善了统计不确定性。当结合质量函数和质量比时，这个倾角产生的中子星质量为1.51（+0.40，-0.55）M_sun。该模型允许吸积盘参数在拟合过程中是自由的。不考虑近红外通量中的吸积盘成分的拟合给出了大约33和34度之间的系统性较低的倾角，导致大约1.7 M_sun和1.8 M_sun之间的较高质量的中子星。我们讨论了在建模过程中所作的其他假设的影响，以及众多的自由参数和它们对所产生的倾斜的影响。
2018-06-01 astro-ph.HE
Magnetic dissipation in the Crab Nebula
磁耗散经常被用来为观测到的伽马射线暴和活动星系核中的相对论流提供能量。脉冲星风星云提供了更接近家庭的宇宙实验室，可以用来验证这一假设。为此，我们分析了蟹状星云的能量，它的磁场和蟹状脉冲星的自旋功率的观测数据。我们表明，除非蟹状星云脉冲星的磁倾角非常接近90度，否则条纹风的整体磁化强度在其条纹完全耗散后显着高于Kennel-Coroniti模型和最近的脉冲星风星云轴对称模拟中推导出的磁化强度。另一方面，较高的风磁化强度与蟹状星云观测到的低磁场相冲突，除非它在星云内部也受到有效的耗散。对于可能的45度倾角，数据需要大约80年的时间尺度上的磁耗散，这与星云的寿命相比很短，但与蟹状星云的伽马射线耀斑的时间尺度相比很长。
2012-10-15 astro-ph.HE
On the possibility to detect gravitational waves from post-merger super-massive neutron stars with a kilohertz detector
该研究模拟双中子星并合，评估千赫兹探测器探测并合后刚性旋转中子星引力波信号的比例，发现峰值灵敏度约2kHz的设计最优，可探测源比例最高可达45%。
2023-11-16 astro-ph.HE gr-qc
Constraining compactness and magnetic field geometry of X-ray pulsars from the statistics of their pulse profiles
从X射线中子星和磁星观测到的光变曲线反映了辐射发射模式、磁场的几何形状和中子星的致密性。我们研究X射线脉冲轮廓的统计，以约束中子星的紧凑性和磁场几何。我们收集了124颗X射线脉冲星的数据，这些星主要存在于高质量的X射线双星系统中，并根据在一个自旋周期内观测到的峰值数目对它们的脉冲轮廓进行了分类，将它们分为单峰和双峰两类。我们发现，在两组之间的平均分布。我们还计算了由理论模型预测的两个对跖点样点，根据类椭圆形的发射模式发射辐射的概率。然后将这些与两类中观察到的β-淀粉酶的分数进行比较。假设一个黑体发射模式，它是可能的，以限制中子星的紧凑性，如果磁偶极子有任意倾角的脉冲星旋转轴。更现实的双光束模式预测，79%的双光束是双峰独立的紧凑性。如果磁偶极相对于旋转轴的倾角上限为40 ± 4 °，则理论预测与实验数据是一致的。我们还讨论了X射线仪器有限的灵敏度对探测弱脉冲的影响，这降低了探测到的双峰剖面的数量，使得理论预测与数据一致，即使磁偶极子确实具有随机倾角。这表明脉冲轮廓的统计不允许我们约束中子星的紧凑性。与Bulik等人（2003年）之前的声明相反，这些数据也不需要将磁倾角限制在一个狭窄的区间内。
2010-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The orbital period and inclination of the neutron star X-ray transient MAXI J1807+132
本研究利用Isaac Newton望远镜对中子星X射线暂现源MAXI J1807+132进行测光观测，测得其轨道周期为4.258小时、轨道倾角为72度，并推断伴星为早期M型矮星，进而通过绝对星等相关性估计其距离为6.3 kpc。
2025-10-13 astro-ph.HE
Influence of the gravitational darkening effect on the spectrum of a hot, rapidly rotating neutron star
本文讨论了引力暗化效应对快速旋转扁平中子星出射光谱的影响。模式大气程序通常计算平行平面几何条件下恒星单位表面的出射光强度和通量谱。在这里，我们更进一步，计算了一个理论光谱的小样本网格，它是在一个样本旋转的中子星的扭曲表面上积分的，这个样本是由一个遥远的观测者在不同的倾角下看到的。我们假设了两个无量纲角速度$\barΩ^2=0.30$和0.60，非旋转恒星$T_{\rm eff}=2.20\times 10^7\,$的有效温度K，球形恒星$\log(g)=14.40$表面重力的对数（cgs），以及从$i=0^\circ$到$i=90^\circ$的倾斜角，步长为$Δi=10^\circ$。我们假设大气层由氢和氦的混合物组成，并带有$M_{\rm H}=0.70$和$M_{\rm He}=0.30$。在中子星表面的每一点上，我们计算了参数（$T_{\rm eff}$和$\log(g)$）的局部值的真实强度，然后将这些单色强度在整个表面上积分以获得出射光谱。本文首次计算了快速旋转中子星的理论能谱。我们的工作清楚地表明，引力暗化效应强烈影响的频谱，并应包括在现实的模型的旋转中子星的大气。
2022-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Prospects of joint detections of neutron star mergers and short-GRBs with Gaussian structured jets
GW 170817是第一次联合探测到来自双中子星（BNS）合并的引力波（GW）和短$γ$射线爆发（SGRB）。对一年多的多波段余辉观测的分析表明，合并最终产物的流出与结构化相对论性喷流模型一致，喷流核心严格准直到半开角$\sim5$度。在这项工作中，假设所有的BNS合并产生高斯结构的射流与GW 170817推断的属性，我们探讨了联合检测的BNS合并和提示$γ-$射线发射，预计在当前和即将到来的升级LIGO-Virgo-KAGRA探测器的前景。我们讨论了三个具体的观测方面：1）检测到的二元倾角的分布，2）距离达到和3）检测率。与仅GW检测不同，由于喷流的结构，联合检测在大倾角时受到很大限制。我们发现，在较低的倾角（比如说低于20度），距离达到以及联合检测的检测率是由GW的可检测性，而在较大的倾角（比如说高于20度），它们是由$γ$射线的可检测性限制。
2020-01-30 astro-ph.HE
Multipolar electromagnetic fields around neutron stars: general-relativistic vacuum solutions
中子星内部和周围的磁场是脉冲星磁层活动的核心。强磁场产生了量子效应，这是产生轻子对和随后的宽带辐射的基本成分。电磁场拓扑结构的多样性可能导致观测到的中子星类的多样性。因此，重要的是将多极分量包括到假定占主导地位的偶极磁场。在最近的文献中，已经计算出了牛顿引力中这些多极子的精确解析解。然而，平坦时空不足以描述中子星周围的物理。我们推广的多极表达式的强引力制度，通过使用一个缓慢旋转的度规近似，如预期的中子星周围。计算了包含坐标系拖曳的电磁场的近似公式，由此我们估计了坡印亭通量和制动指数。给出了紧性和自旋参数对首序的修正。就自旋下降光度而言，它表明，帧拖动仍然无关紧要。对于从四极子开始的高阶多极子，电部分可以比磁部分更有效地辐射。分析和数值工具。
2017-02-10 astro-ph.HE
Continuous gravitational wave emission from neutron stars with pinned superfluids in the core
研究了自旋中子星中钉扎超流分量对引力波辐射的影响。将超流涡旋钉扎到外核（质子可能形成II型超导体）的通量管是维持内部长寿命和非轴对称中子流的可能机制，这打破了未扰动流体静力学配置的轴对称性。我们认为钉扎引起的扰动一个固定的共转配置，并确定上限的强度引力波发射由于钉扎的涡旋与一个强大的环形磁场的那种预测最近的磁流体动力学模拟的中子星内部。我们估计了外核钉扎涡产生的质量多极子和电流多极子对引力波辐射的贡献，发现质量四极子可以大到足以使引力波提供毫秒双星的主导自旋下降力矩.
2022-11-28 astro-ph.HE gr-qc
The neutron star mass, distance, and inclination from precision timing of the brilliant millisecond pulsar J0437$-$4715
利用帕克斯射电望远镜26年计时数据，精确测定毫秒脉冲星J0437$-$4715的质量、距离和轨道倾角，为NICER约束中子星状态方程提供关键输入。
2024-07-31 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
Flux-Vortex Pinning and Neutron Star Evolution
G. Srinivasan等人（1990）提出了一个简单而优雅的解释：在双星演化过程中，中子星的磁偶极矩减少，导致低质量的X射线双星，并最终导致毫秒双星：中子星核心超流体中的量子化涡旋线将钉在质子超导体的量子化通量线上。当中子星在双星演化的风吸积阶段向下旋转时，涡旋线的向外运动将与旋转速率成比例地减少偶极磁矩。磁通线的环形阵列的存在使得这种机制不可避免，并且与旋转轴和磁轴之间的角度无关。通量线阵列（Abrikosov晶格）的不可压缩性决定了该机制在整个中子星中有效的时代。在年轻射电脉冲星的初始阶段，磁通涡旋钉扎将不起作用。然而，它将是有效的，并减少偶极矩的比例与旋转速率在时代的自旋由风吸积Srinivasan等人提出的。该机制也在存在的涡旋蠕动。
2017-09-22 astro-ph.HE
Magnetized Rotating Isothermal Winds
本文利用 athena++ 磁流体模拟研究旋转磁化恒星的等温风，系统计算不同自转速率和声速下的质量、角动量与能量损失率，并讨论其在恒星自转减慢、系外行星及新生中子星中的应用。
2023-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The Masses and Spins of Neutron Stars and Stellar-Mass Black Holes
恒星质量的黑洞和中子星代表了重力、密度和磁场的极端情况。因此，它们是研究物理学多个前沿领域的关键对象。此外，它们的起源（主要是在核心坍缩的超新星中）和演化（通过吸积，或者对于中子星，磁自旋和重新配置）触及天体物理学中的多个开放问题。在这篇评论中，我们讨论了当前的质量和自旋的测量和它们的可靠性中子星和恒星质量的黑洞，以及整体的重要性，自旋和质量的紧凑对象天体物理学。目前的质量主要是通过电磁观测双星，虽然未来的微透镜观测承诺大大提高我们的理解。中子星的自旋很容易测量，但中子星的诞生自旋却很难确定。相比之下，即使是恒星质量的黑洞目前的自旋也很难测量。正如我们所讨论的，通过分析铁线和连续辐射，在黑洞自旋估计方面取得了重大进展，当这两种类型的估计对单个物体都是可能的时，它们之间存在合理的一致性，并且未来的X射线偏振测量可能提供额外的独立信息。最后，我们通过探索未来的引力波探测，这有望彻底改变我们对强引力和紧凑物体的理解质量和自旋测量的令人兴奋的前景。
2014-08-18 astro-ph.HE
Constraining the long-lived supramassive neutron stars by magnetar boosted kilonovae
本研究构建了包含原中子星演化与X射线吸收的磁星增强千新星模型，通过模拟观测发现未探测到此类事件说明合并产生的超大质量中子星寿命短暂且在宇宙中罕见。
2023-11-24 astro-ph.HE
Influence of the gravitational darkening effect on the spectrum of a hot, rapidly rotating neutron star. II. Iron lines
本研究针对快速旋转中子星的扁缩形态与引力暗化效应，分析其对高电离铁谱线的影响，发现引力暗化不改变谱线中心能量，但谱线特征随旋转频率和倾角显著变化，指出该效应需纳入中子星大气模型。
2024-05-14 astro-ph.HE
Evolution of post-Accretion Induced Collapse Binaries: the Effect of Evaporation
吸积诱发坍塌（AIC）被广泛认为是毫秒裂缝（MSP）的形成通道之一。由于MSPs具有高自旋光度，它们可以在出生后立即开始蒸发其伴星。在本文中，我们提出了一个详细的调查后AIC双星的演变，考虑到蒸发的影响之前和Roche瓣溢出过程中。讨论了蒸发效率、初始自旋周期和新生中子星初始表面磁场等输入参数对中子星的影响。我们比较了计算结果与传统的低质量X射线双星演化，并建议他们可能会重现至少部分的观察到的红背和黑寡妇在伴星质量轨道周期平面取决于蒸发相关的角动量损失的机制。
2017-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Polarized emission from of an off-centred dipole
对中子星脉冲辐射的无线电极化测量提供了对中子星基本几何形状的有价值的了解：磁轴和自转轴之间的倾角以及视线的倾角。迄今为止，所有关于射电极化的研究都集中在中心偶极子假设下的标准旋转矢量模型上。在这封信中，我们将这个模型推广到最一般的偏心偶极子配置，并给出了一个精确的封闭解析表达式的相位分辨偏振角。结果表明，与旋转矢量模型相反，对于偏心偶极子，极化角也依赖于发射高度。虽然拟合参数空间从2个增加到6个（偶极子的位置、高度和零相位的偏移），但是统计分析应该保持易于处理。观测结果揭示了极化角随频率的演化，这无疑为中子星中存在偏心磁偶极子提供了有力的线索。
2016-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining properties of neutron star merger outflows with radio observations
GW 170817是第一个被探测到的双星中子星合并，它的喷流张开角和倾角对于理解它的能量学、与短伽马射线暴的关系以及改进基于标准警报器的哈勃常数$H_0$的测定至关重要。这些基本量是通过射电光变曲线和甚长基线干涉测量（VLBI）自行测量的组合来确定的。在本文中，我们讨论和量化的前景，利用射电VLBI观测和观测的平流层引起的变化来测量源的大小和自行合并余辉，从而推断合并的属性，包括倾角，张角和能量。我们发现，这些技术是互补的，因为它们探测的不同部分的circummerger密度/倾角参数空间和不同时期的余辉的时间演变。我们还发现，虽然VLBI观测将仅限于非常接近的事件，它将有可能检测闪烁的大部分事件超出了目前的引力波探测器的范围。闪烁也将被下一代望远镜探测到，如平方公里阵列，2000天线深天气阵列和下一代甚大阵列，对于第三代引力波探测器探测到的大部分事件。最后，我们讨论了用中子星合并的VLBI观测测量$H_0$的前景，并将这种技术与其他标准的塞壬方法进行了比较。
2020-03-19 astro-ph.HE
A Magnetar Strength Surface Magnetic Field for the Slowly Spinning Down SGR 0418+5729
观测到的典型软伽马射线中继站SGR 0418+5729的自旋下降速率上限对将该源解释为具有超强磁场的中子星提出了挑战。电流限值意味着偶极磁场强度小于7.5 x 10^{12} G（Rea等人，2010年），明显小于典型SGR。中子星的X射线光谱不依赖于从X射线计时推断出的性质，而允许测量它们的磁场强度，因为它们在辐射平衡大气中由于存在磁场而从纯黑体中失真。在本文中，我们模拟SGR 0418+5729的高信噪比XMM牛顿谱，以限制中子星表面的磁场强度。我们的分析表明，具有中等磁场强度（10^{12-13} G）的中子星大气模型不能拟合X射线谱，而具有较强磁场的模型能够解释观测结果。我们发现表面的磁场强度为1.0 x 10^{14} G。这个值虽然低于迄今为止分析的所有其他SGR，但仍然足够高，可以从源产生观测到的X射线爆发。关于自旋下降极限，它还意味着磁场的显著非偶极结构。我们讨论了我们的光谱建模的结果，并与其他SGRs进行比较。
2011-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Breaking bad degeneracies with Love relations: Improving gravitational-wave measurements through universal relations
距离倾斜简并限制了紧双星合并的引力波参数估计。虽然简并可以通过包含高阶模或进动而部分打破，但这些效应在双中子星中被抑制。在这项工作中，我们实现了一个新的参数化的潮汐效应的二进制中子星波形，利用二进制的爱的关系，打破了距离倾斜简并。二元Love关系以状态方程不敏感的方式将中子星的潮汐变形能力描述为中子星源系质量的函数，从而可以直接测量中子星源的红移。如果假设宇宙学参数是已知的，红移可以转换为光度距离，距离倾斜简并可以因此被打破。我们实现了这种新的方法，研究了一系列的二元中子星观测方案，使用贝叶斯参数估计的合成数据。在第三代探测器时代，对于信噪比范围从6到167的观测，我们预测距离和倾角的$90\%$可信区间的$\sim70\%$减少到$\sim70\%$，源框架分量质量的$\sim50\%$减少到$\sim50\%$。对于边缘上的系统，我们的方法可以导致适度的（$\sim50\%$）改善测量的距离和倾角的二进制与信噪比低至10。这个公式可以用来更好地推断源坐标系的质量，从而改进中子星的布居特性，如它们的最大质量，影响核天体物理。当结合搜索电磁对应的观测，这里提出的工作可以用来把改进的界限喷流从双中子星合并的开口角。
2023-02-09 astro-ph.HE gr-qc
Radio Transients from the Accretion Induced Collapse of White Dwarfs
长期以来，人们一直认为，在某些情况下，当白矮星（WD）生长到克拉塞卡极限时，它可以经历吸积诱导坍缩（AIC），形成快速旋转的中子星。然而，到目前为止，对这类事件的探测还没有被发现，这可能是因为光学的、类似超新星的发射预计是暗淡和短暂的。在这里，我们提出了一个新的签名AIC：一个短暂的无线电源持续了几个月。快速旋转，伴随着磁通冻结和发电机动作，可以在坍缩期间将WD的磁场增长到磁星强度。这颗新诞生的磁星的自旋下降产生了一个脉冲星风星云（PWN），其周围的喷出物约为0.001-0.1Msun。我们的计算表明，来自PWN的同步辐射可能在射电中被探测到，即使磁星的磁场相当适中，约为2* 10 ^14 G，初始自旋周期约为10 ms。在1.4 GHz下探测极限为1 mJy的巡天观测中，在任何给定的时间都可以看到高于阈值约4（f/10^-2）的结果，其中f是AIC速率与Ia型超新星速率的比值。如果某些合并产生的是大质量的中子星而不是黑洞，那么双星中子星也会产生类似的情况。最后，我们讨论了这些类型的无线电源的可探测性在一个时代的设施与高测绘速度。
2012-11-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary Links: From Gaia Neutron Star Binaries to Pulsar White Dwarf Endpoints
本文利用POSYDON和MESA模拟Gaia中子星双星的起源与归宿，对比偏心与圆化质量转移路径，揭示其仅经历稳定转移并最终演化为轻度再循环的宽轨道中子星-白矮星双星。
2025-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical spectroscopy of the high-mass gamma-ray binary 1FGL J1018.6-5856: A probable neutron star primary
我们目前的中等分辨率光谱与SOAR望远镜的O星的高质量伽马射线双星1FGL J1018.6-5856，以帮助确定是否主要是一个中子星或黑洞。我们发现，二次有一个低的径向速度半振幅为11-12公里/秒，与一致的H和He吸收线的值。这个低的值非常有利于中子星的主星：虽然如果系统接近正面，就不能排除黑洞的存在，但这样的倾斜是不允许的，因为观测到的次级中子星的旋转。我们还发现高能量（X射线和伽马射线）通量最大值发生时，恒星是后面的紧凑的对象沿我们的视线，不符合一个简单的模型的各向异性逆康普顿散射的伽马射线光子。
2015-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Stellar Tidal Disruptions by Newborn Neutron Stars or Black Holes: A Mechanism for Hydrogen-poor (Super)luminous Supernovae and Fast Blue Optical Transients
本文提出新生中子星或黑洞受natal kick撞击并潮汐瓦解双星伴星，通过超爱丁顿吸积风与超新星抛射物碰撞转化为辐射，从而解释贫氢（超）亮超新星与快速蓝色光学暂现源的机制。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synergy of short gamma ray burst and gravitational wave observations: Constraining the inclination angle of the binary and possible implications for off-axis gamma ray bursts
紧凑的双星合并是短伽马射线暴（SGRB）的最强候选者。如果紧密双星合并产生的引力波（GW）信号与SGRB相关，这种协同作用可以帮助我们了解这些爆发的许多有趣方面。我们检查的精度与全球网络的引力波干涉仪将测量的倾斜角（角动量轴的二进制和观察者的视线之间的角度）的二进制。比较了GW探测器在不同天体物理场景下测量双星中子星（DNS）和中子星-黑洞（NS-BH）双星倾角的投影精度。我们发现，一个5探测器网络可以测量的倾斜角的精度为$\sim 5.1 (2.2)$度的DNS（NS-BH）系统在200 Mpc，如果源的方向以及红移是已知的电磁。我们认为，如何准确估计的倾斜角的二进制可以证明是至关重要的了解离轴伽玛暴，动力学和能量的射流，并帮助搜索（可能的）孤儿余辉的SGRB。
2014-12-15 astro-ph.HE gr-qc
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 potential role of binary neutron star merger afterglows in multimessenger cosmology
双中子星合并提供了一个新的和独立的手段来测量哈勃常数$H_0$相结合的引力波推断的源光度的距离和它的红移从电磁跟踪。这种方法受到引力波信号中系统距离和轨道倾角之间的内禀简并的限制。观察到的余辉对应合并可以进一步限制倾斜角，允许这种简并被部分解除，并改善$H_0$的测量。在双星合并的中子星GW 170817的情况下，余辉光曲线和图像建模，从而允许改善$H_0$测量的3倍。然而，系统地获取余辉数据远未得到保证。事实上，尽管每一个都能让$H_0$的精确度有一个飞跃，但在即将到来的多信使战役中，这些余辉对应物应该是罕见的。我们结合模型的发射和检测的引力波和电磁辐射从二进制中子星合并现实的人口模型和余辉倾角的限制估计。使用这些模型，我们量化如何快速$H_0$将被连续的多信使事件与无余辉。我们发现，由于它的稀有性，虽然它大大细化角度估计，余辉对应物不应该显着有助于测量的$H_0$在长期运行。
2022-01-26 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
What constraints on the neutron star maximum mass can one pose from GW170817 observations?
引力波探测到的第一个双中子星合并事件的合并后产物GW 170817依赖于中子星状态方程（EoS），尚未得到很好的确定。本文基于对快速自旋中子星的观测和与地球自转无关的普适关系，讨论了对非自旋中子星最大质量$M_{\rm TOV}$的限制。如果合并产物是一个黑洞后，一个短暂的超大质量中子星（HMNS）阶段，我们推导出$M_{\rm TOV} < 2.09^{+0.11}_{-0.09}(^{+0.06}_{-0.04}) M_{\odot}$在2 $σ$（1 $σ$）水平。大质量中子星（MNS）的情况下，无论是超大质量中子星（SMNS），甚至是稳定的中子星（SNS），也是允许的数据。在$2σ$（$1σ$）置信水平下，我们推导了SMNS情况下的$2.09^{+0.11}_{-0.09}(^{+0.06}_{-0.04} M_{\odot}) \leq M_{\rm TOV}< 2.43^{+0.10}_{-0.08}(^{+0.06}_{-0.04}) M_{\odot}$和SNS情况下的$M_{\rm TOV} \geq 2.43^{+0.10}_{-0.08}(^{+0.06}_{-0.04})M_{\odot}$。在MNS的情况下，我们还讨论了中子星的参数（偶极磁场强度在表面$B_p$和椭圆率$ε$），影响自旋的历史上的约束，通过考虑不同的MNS的生存时间，例如300 s，1 d…
2020-03-18 astro-ph.HE
Multi-epoch Analysis of Pulse Shapes from the Neutron Star SAX J1808.4-3658
分析了在SAXJ 1808多次爆发过程中探测到的脉冲波形，以约束中子星的质量和半径。我们使用一个热点模型与一个小的散射光组件，以联合拟合数据从两个不同的时代，限制下，恒星的质量和半径和二进制的倾角不改变从时代到时代。描述光斑位置、发射率和黑体与康普顿辐射的相对分数的所有其他参数都允许随时间变化。利用i<90度的约束条件对1998年“慢衰变”和2002年“爆发末期极大”时期的数据进行联合拟合，得到中子星质量为0.8 M_sun < M < 1.7 M_sun，赤道半径为5 km < R 1.0 M_sun的3 σ置信约束< 13 km. Inclinations as low as 41 degrees are allowed. The best-fit models with M >来自1998年数据与来自2002年和2005年爆发的其他时期的数据的联合拟合的Sun也落在相同的3 σ置信区域内。这个3 sigma置信区间允许各种各样的强子状态方程，与早期的分析（Leahy et al 2008）相比，只有1998年的爆发数据，只允许非常小的恒星。
2010-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Pulse Profiles of Accreting Neutron Stars from GRMHD Simulations
本研究通过GRMHD模拟与广义相对论光线追踪，探究偶极场吸积毫秒脉冲星的热点形态与脉冲特性，验证振幅与观测一致，并揭示湍流及电子散射吸收对脉冲变率的影响。
2025-05-19 astro-ph.HE
Rotational Corrections to Neutron-Star Radius Measurements from Thermal Spectra
在Hartle-Thorne近似下，计算了中等速率自旋中子星热谱中的转动展宽。这些计算准确地解释了二阶多普勒增强效应以及中子星的扁圆形状和四极矩。我们发现，拟合的光谱和推断的辐射热通量的假设下，恒星不旋转导致低估推断的通量，因此，半径。校正取决于恒星的自转、半径和观测者的倾角。对于一个10 km的中子星，旋转速度为600 Hz，旋转修正的流量为~1- 4%，而对于一个15 km的中子星，具有相同的旋转周期，修正范围从2%的极上源的12%的边缘上的源。我们计算的倾角平均修正推断的半径作为中子星半径和质量的函数，并提供了一个经验公式的校正。对于实际的中子星参数（1.4 M $_\odot$，12 km，600 Hz），恒星半径比假设恒星不旋转时推断的半径大4%。
2014-07-11 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
Fast radio burst source properties from polarization measurements
最近对快速射电暴（FRB）的偏振测量为这些神秘的源提供了新的见解。我们发现，近100%的线偏振和偏振位置角（PA）的变化很小的多个爆发从同一个来源表明，辐射产生的强磁化中子星的表面附近。当发射的辐射穿过磁层时，X模式波的电矢量旋转并保持垂直于局部磁场方向。PA在等离子体密度变得太小而不能使电矢量转向的半径处冻结。在冻结半径处，电场垂直于中子星在天空平面上的磁偶极矩，与辐射机制或发射区磁场的方向无关。我们讨论了模型的一些预测。来自重复FRB的PA的变化应该遵循下面的中子星的旋转周期（但爆发的发生可能不是周期性的）。测量这个周期将为FRB祖先的中子星性质提供关键支持。对于FRB 121102，PA变化的小范围意味着磁倾斜角小于约20度，并且观察者的视线在磁倾斜锥之外。其他重复FRB可以具有与FRB 121102不同的PA变化范围，这取决于磁倾角和观察者的视角。
2018-12-03 astro-ph.HE
