Simulating jets from a neutron star companion hours after a core collapse supernova
我们进行了三维流体动力学模拟，探讨喷流的中子星（NS）伴星的Ic或Ib型核心坍缩超新星（CCSN）发射后几个小时的爆发与CCSN的喷出物的相互作用。我们假设，一个NS伴星在5 Ro从爆炸的恒星通过一个吸积盘从较慢的内部喷出物吸积质量，和磁盘发射两个相反的喷流。虽然喷流的能量只占喷出物总能量的百分之一，但它与喷出物内部速度较慢的部分的能量相当。我们发现，射流膨胀一个低密度的热气泡的喷出物的一侧，这个气泡膨胀，影响喷出物气体的膨胀速度为v=3500公里/秒。激波后喷流的物质产生了大的涡量流和小的旋涡。喷出物和喷流的激波后气体之间的边界是不稳定的。不稳定性和涡流使喷射气体与喷出物混合。我们期望这样一个热气泡有助于CCSNe的光变曲线，CCSNe是二元NS系统的祖先，特别是对气泡一侧的观察者。
2020-08-05 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
The Orbit and Companion of PSR J1622-0315: Variable Asymmetry and a Massive Neutron Star
本文结合NTT和NOT光学观测及ICARUS建模，测定PSR J1622-0315的中子星质量为2.3±0.4倍太阳质量，并首次发现其光变曲线不对称性随时间变化，提出星斑模型和可变双星间激波两种解释。
2024-07-15 astro-ph.HE
Tidal effect on the gyroscopic precession around a compact star
大质量天体周围时空中的广义相对论效应可以用一个旋转的测试陀螺仪在圆形测地线上绕着天体运行来捕捉。本文讨论了由于伴星引起的潮汐扰动如何影响围绕致密天体运行的自旋陀螺的进动频率。进动频率的研究在一个区域的空间中的中心对象周围使用微扰的方法。在这项研究中，中心物体要么是一颗中子星，要么是一颗白矮星。陀螺是任何围绕中子星或白矮星运行的行星或类似小行星的物体。此外，引起潮汐场的伴星可能是中子星、白矮星、黑洞或主序星。潮汐效应显著地影响宿主星周围的时空，从而影响陀螺进动频率。陀螺仪的进动频率随着伴星质量的增加而增加，随着主星和伴星之间距离的增加而减少。潮汐效应也随着描述中子星的物质状态方程的刚度而变化。我们还发现潮汐场对白矮星周围时空的影响比对中子星的影响更大。
2021-01-21 astro-ph.HE gr-qc
A Population of Neutron Star Ultraluminous X-ray Sources with A Helium Star Companion
最近有人提出，超铝X射线源（ULX）的一个重要部分实际上主机的中子星（NS）吸积。本文结合双星布居合成和详细的恒星演化计算，对类银河系中的NS ULX布居进行了系统的研究。除了正常的恒星，ULX的供体可能是一颗氦星（它的祖先恒星的氢包层在以前的普通包层演化中被剥离），如果NS通过罗氏瓣溢出以超爱丁顿速率吸积。我们发现，NS $-$氦星双星可以显着贡献ULX人口，在一个银河系类星系的总数约为几个。我们的计算表明，这样的ULX通常是封闭的系统，轨道周期分布的峰值在$ \sim 0.1 $天（与尾部$ \sim100 $天），和氦星有相对较低的质量分布的最大概率在$ \sim 1M_{\odot} $。
2019-10-15 astro-ph.HE
Probing the properties of the pulsar wind via studying the dispersive effects in the pulses from the pulsar companion in a double neutron-star binary system
脉冲星风中$e^\pm$的速度和密度分布是磁层模型的重要区别，也是决定脉冲双星高能辐射的关键参数。在这项工作中，提出了一种直接的方法，这可能探测风的双脉冲双星的一个脉冲星的属性。当来自第一形成脉冲星的无线电信号穿过来自年轻伴星的脉冲星风中的相对论性$e^\pm$流时，不同射频的分量将被分散。它将引入一个额外的依赖于频率的脉冲到达时间延迟，这是轨道相位的函数。在本文中，我们用脉冲星风的性质来表示上述色散延迟。作为例子，我们将该公式应用于双脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B和脉冲星-中子星双星PSR B 1913 +16。对于PSR J 0 737 - 30 39 A/B，在最佳脉冲星风参数下，上合点附近30 0 MHz处的时间延迟为$\lesssim10μ$ s，是当前定时精度的$\sim$的一半。对于PSR B 1913 +16，假设中子星具有典型的自旋光度$10^{33}$，ergs/s，则在300 MHz处的时间延迟为$10\sim20μ$ s.该脉冲星的最佳计时精度为1400 MHz的$\sim5μ$ s。因此，我们有可能在档案数据中找到这种信号。否则，我们可以设置自旋下降光度的上限。类似分析也适用于其它11颗已知脉冲星-中子星双星
2017-08-30 astro-ph.HE
Chandra's X-ray study confirms that the magnetic standard Ap star KQ Vel hosts a neutron star companion
KQ Vel是一颗奇特的A0 p星，表面磁场约为7.5 kG。它有一个近8年的缓慢旋转周期。Bailey等人（2015）发现了一个性质不确定的双星伴星，并认为它可能是一颗中子星或黑洞。在这封信中，我们分析了钱德拉望远镜获得的X射线数据，以确定有关恒星磁场和恒星与其伴星之间相互作用的信息。我们确认先前的X射线检测KQ Vel具有相对较大的X射线光度2 \times 10^{30} erg/s。X射线光谱表明，在> 20 MK的热气体的存在，并可能，一个非热成分。X射线光变曲线是可变的，但需要更好的质量数据来确定周期性（如果有的话）。我们解释的X射线光谱的两个组成部分的组合：非热发射所产生的极光的A0 p星和热的热等离子体填充扩展壳周围的“推进”中子星。我们探索了各种替代方案，但一个混合模型，涉及恒星磁层以及热壳周围的推进中子星似乎最合理的。我们推测KQ Vel原本是一个三联系统，而Ap星是一个合并产物。我们的结论是，KQ Vel是一个中等质量的双星组成的强磁主序星和中子星。
2020-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population synthesis of neutron star X-ray binaries associated with supernova remnants
中子星X射线双星（NS XRB）是与超新星遗迹（SNRs）有关的最年轻的X射线双星，它可以为研究X射线双星的早期演化和中子星的形成性质提供重要信息。有越来越多的NS XRB被发现藏匿在我们和附近星系的SNR中。在这项工作中，我们进行二进制人口合成计算，以模拟人口的NS XRB与SNR为不同类型的同伴，包括罗氏瓣过度填充主序星，Be星和超巨星。我们估计了它们的出生率，并给出了每种伴星的轨道参数和伴星质量的分布。我们的计算表明，它们中的大多数是Be X射线双星（BeXRB）和一些BeXRB预计将与银河系型星系中的SNRs。
2021-07-20 astro-ph.HE
A Massive-born Neutron Star with a Massive White Dwarf Companion
利用南塞、埃弗尔斯堡和洛弗尔射电望远镜对PSR~J2222 $-0137$进行了为期4年的计时活动。PSR ~J2222是一颗具有大质量白矮星伴星的2.44天脉冲双星。利用该系统的Shapiro延迟，我们找到了脉冲星质量$m_{p}=1.76,\pm\,0.06,M_\odot$和WD质量$m_{c}\,=\,1.293\,\pm\,0.025\, M_\odot$。我们还测量了该系统的近星点推进速率，这与GR对这些质量的预测略有一致。大质量的WD母星的短寿命导致了快速的X射线双星相，中子星（NS）上几乎没有（$< \, 10^{-2} \, M_\odot$）质量吸积;因此，在不确定性范围内，目前的脉冲星质量是它的诞生质量，是迄今为止测量到的最大质量。我们讨论了这个系统与以前的质量测量的差异，我们的结论是，这里提出的测量可能更准确。最后，我们强调了这个系统的有用性，严格限制偶极辐射的存在，以测试替代理论的重力。这对于强场引力的某些方面特别重要，比如自发标量化，因为PSR~J2222 $-0137$的质量使该系统处于测试不佳的参数范围内。
2017-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
An X-Ray-dim "Isolated'' Neutron Star in a Binary?
本文报道了2MASS J15274848 + 3536572的暗伴星的发现，它的轨道周期为6.14小时，结合LAMOST观测的径向速度和多波段光变曲线的模拟，得到了它的质量函数为$\simeq 0.131~\rm M_{\odot}$，倾角为$45.20^\circ{}^{+0.13^{\circ}}_{-0.20^{\circ}}$，质量比为$0.631^{+0.014}_{-0.003}$，证明了质量为$0.98 \pm 0.03\rm M_{\odot}$的暗伴星和主序K9-M0恒星$0.62 \pm 0.01~\rm M_{\odot}$的双星性质。LAMOST在一定轨道相位范围内的光谱显示了额外的峰值H α发射，这表明存在一个吸积盘。这颗暗伴星似乎不是一颗白矮星，因为在长期的数据档案中没有观测到任何矮新星爆发，尽管不能排除有磁性的白矮星。或者，我们提出了一种假设，其中暗伴星是一颗中子星，但我们没有探测到来自FAST（五百米孔径球面射电望远镜）系统的无线电脉冲或单个脉冲，这暗示了一个无线电安静的紧凑物体。如果暗伴星被确认为中子星，它将是最近的（~118 pc）和最轻的中子星。此外，对该系统在银河系中的轨道进行的运动学分析可能表明，其超新星事件与从深海地壳观测到的放射性核素$^{60} \rm Fe$信号有关。这颗射电宁静且X射线暗淡的中子星可能类似于XDINS（X射线暗淡的…
2023-02-10 astro-ph.HE
Discovery of spin-up in the X-ray pulsar companion of the hot subdwarf HD 49798
热亚矮星HD 49798有一个发射X射线的致密伴星，自旋周期为13.2 s，动态测量质量为1.28+/-0.05 M太阳，与中子星或白矮星一致。利用所有可用的XMM-牛顿和斯威夫特观测这个源，我们可以执行一个相位连接的时间分析延伸到1992年获得的ROSAT数据。我们发现脉冲星以（2.15+/-0.05 x10 ^{-15} s/s）的速度旋转。这一结果最好用中子星从其亚矮星伴星的风中吸积来解释，尽管超过20年的显著稳定的周期导数在风吸积的中子星中是不寻常的。不能排除这个致密天体是一颗通过盘吸积的大质量白矮星的可能性，但它需要更大的距离和/或HD 49798的恒星风的性质不同于从其光学/紫外光谱模型中得出的。
2016-03-04 astro-ph.HE
Tidal heating as a direct probe of strangeness inside neutron stars
针对普通中子星物质潮汐加热可忽略的问题，本研究提出涉及中子星内部奇异物质的新型潮汐加热效应，其加热效果显著且有望被引力波探测器观测到，可作为中子星奇异物质的直接探测手段。
2024-05-23 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Measuring the neutron star equation of state from EMRIs in dark matter environments with LISA
University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）
LISA观测可利用EMRIs在暗物质环境中的信号区分中子星与黑洞及不同中子星方程 of state。
2026-09-21 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
X-ray views of neutron star low-mass X-ray binaries
中子星低质量X射线双星是一个由一颗中子星和一颗低质量伴星围绕彼此旋转的双星系统。在这个系统中，中子星从伴星吸积质量，当这些物质落入中子星的深势阱时，引力势能主要在X射线波长内释放。1962年首次在X射线中发现了这种源，这一发现正式催生了“X射线天文学”。在随后的几十年里，通过几次X射线太空任务的观测，我们对这些来源的了解大大增加。在这里，我们给出了我们目前的理解这些系统的X射线观测方面的简要概述。
2010-02-24 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-th
PSR J1756$-$2251: a pulsar with a low-mass neutron star companion
脉冲星PSR J1756 $-$ 2251位于相对论双中子星（DNS）双星系统中，轨道为7.67小时。我们对从五台望远镜获得的超过9年的数据进行了长期的精确计时，测量了五个后开普勒参数。这导致了对广义相对论（GR）的几个独立测试，其中最具约束力的测试显示与GR的预测在4%的水平上一致。我们对轨道衰变率的测量与GR预测的不一致，可能是由于系统性观测偏差。我们从视差和轨道衰变测量中得出脉冲星的距离分别为0.73 $_{-0.24}^{+0.60}$ kpc（68%）和< 1.2 kpc（95%上限）;这些与使用银河系电子密度模型估计的距离有很大的差异。我们发现脉冲星的质量为1.341 $\pm$ 0.007 M $_\odot$，还有一颗低质量的中子星（NS）伴星，质量为1.230 $\pm$ 0.007 M $_\odot$。我们还确定了一个上限为34°（95%）的自旋轨道失调角的基础上，系统的几何形状适合长期的轮廓宽度测量。这些和其他观察到的性质使我们假设，演化涉及低质量损失、对称的超新星祖先到第二形成的NS伴星，就像双脉冲星系统PSR J 0737 $-$ 3039 A/B的情况一样。这将使PSR J1756 $-$ 2251成为第二个致密双星系统，为这种类型的NS形成通道提供了具体的证据。
2014-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Where are the magnetar binary companions? Candidates from a comparison with binary population synthesis predictions
磁星是中子星，具有极端的磁场和年轻的年龄，这是公认的，但它们的形成演化路径仍然不确定。由于大多数大质量恒星都是双星，如果磁星是核心坍缩超新星的常见结果，那么在观测时，一些部分预计会有一个束缚的伴星。在本文中，我们利用文献的限制，包括深哈勃太空望远镜成像，搜索绑定恒星同伴磁星。的幅度和颜色的测量解释的背景下，二进制人口合成预测。根据它们的J-H色和H波段绝对星等，我们发现了两个与CXCRJ 171405.7 -381031和SGR 0755-2933相关的伴星候选者。总的来说，银河系磁星的星等和颜色与恒星近红外对应物的比例在5%到10%之间，这与星群合成预测的5%一致，即核心坍缩的中子星的比例是由超新星爆发后仍然与伴星结合在一起的原生星产生的。因此，这些结果是一致的磁星被吸引在一个公正的方式从出生的核心坍缩中子星人口，但一些贡献，从替代祖通道不能排除。
2022-05-05 astro-ph.HE
Black Hole and Neutron Star Binary Mergers in Triple Systems: Merger Fraction and Spin-Orbit Misalignment
由外部伴星引力扰动驱动的黑洞并合是LIGO探测到的黑洞并合双星的一类重要形成通道。我们研究了三重系统中双星BH的轨道和自旋演化，其中第三伴星通过Lidov-Kozai振荡激发内双星的大偏心率，导致双星通过引力辐射合并。使用单轨道平均和双轨道平均的长期动力学方程的三重态，我们确定合并窗口（范围内的同伴倾斜，允许内部的二进制合并）和合并分数作为各种系统参数的函数。对于典型的BH双星，合并分数迅速增加与扰动偏心率$e_{\rm out}$，因为八极摄动，达到$10-20\%$在$e_{\rm out}=0.9$。推导了在八极效应可忽略的情况下系统的合并窗口和合并分数的解析表达式，并将其应用于三重态的中子星双星合并。我们还遵循自旋演化的BH在同伴诱导的轨道衰变。从对齐的自旋轴开始，当双星进入LIGO带时，可以产生大范围的最终自旋轨道失准角$θ_{\rm sl}^{\rm f}$。对于八极效应较小的系统（如等质量双星或$e_{\rm out}\sim 0$），$θ_{\rm sl}^{\rm f}$的分布在$90^\circ$附近达到峰值。随着八重效应的增加，最终自旋轴的分布更加各向同性。总的来说，合并BH二进制产生的Lidov-Kozai振荡在三重显示出独特的分布的有效自旋参数$χ_{\rm eff}$，这可能是用来区分这个形成通道从其他人。
2018-08-12 astro-ph.HE gr-qc
Evolutionary Origins of Binary Neutron Star Mergers: Effects of Common Envelope Efficiency and Metallicity
该研究利用MESA代码模拟不同参数下的双星演化，探明双中子星并合的形成通道与效率，揭示了中子星质量、共包层效率、金属丰度及超新星初始反冲对其形成的影响规律。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelope jets supernova (CEJSN) impostors resulting from a neutron star companion
我们提出了一种新的类型的重复瞬态爆发所引发的中子星（NS）进入信封的一个演化的大质量恒星，吸积信封材料，随后发射与周围环境相互作用的喷流。这种相互作用的结果要么是一个快速膨胀的主要恒星由于其核心的不稳定性接近年底的核演化，或由于一个动力学过程，迅速带来的NS到主要的恒星。尽管不是超新星，但喷出物的速度可以达到10，000 km/s，这可能解释了SN 2009 ip的发光蓝色变星祖先在2011年爆发的速度。典型的瞬态持续时间和动能分别为数周至数月，以及高达约1foe。NS与巨包层的相互作用可能是大多数NS-NS双星系统的祖先演化的一个阶段，后来经历了合并事件。如果NS一直螺旋到主恒星的核心，并使其完全分裂，我们称之为“共同包层喷流超新星”（CEJSN），这是对奇特超新星iPTF 14 hls的一种可能解释。对于NS与包络的有限相互作用，我们得到一个不太明亮的瞬态，我们称之为CEJSN冒名顶替者。
2018-11-06 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
Evidence for a Massive Neutron Star from a Radial-Velocity Study of the Companion to the Black Widow Pulsar PSR B1957+20
质量最大的中子星限制了超致密物质的行为，只有在越来越严格的状态方程下，质量才可能更大。在这里，我们提出的证据表明，黑寡妇脉冲星，PSR B1957+20，具有高质量。我们拍摄了它的强辐射伴星的光谱，发现观测到的径向速度振幅为K_obs=324+/-3 km/s。由于辐射的缘故，光的中心相对于质心向内，我们将这一事实加以修正，从而推断出真实的径向速度振幅为K_2=353+/-4 km/s，质量比q=M_PSR/M_2=69.2+/-0.8。结合从光变曲线模型推断的倾角i=65+/-2度，我们最适合的脉冲星质量是M_PSR=2.40+/-0.12 M_sun。我们讨论了可能的系统不确定性，特别是在光变曲线建模。根据高频无射电食的情况取i<85度的上限，结合质心运动的保守下限K_2>343 km/s（q>67.3），我们推断脉冲星质量的下限为M_PSR>1.66 M_sun。
2010-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Upgraded Giant Metrewave Radio Telescope timing of NGC 1851A: a possible millisecond pulsar-neutron star system
本文介绍了利用改进的巨型米波射电望远镜对位于球状星团NGC~1851的4.99ms脉冲星PSR~ J 0514 $-$ 4002 A进行了一年的时间测量的结果。结合这些数据与早期的绿岸望远镜的数据，我们大大提高了精度的近星点，$\dotω \, = \, 0.0129592(16)\, °\, \rm yr^{-1}$的前进速度，假设广义相对论的有效性，结果在一个更精细的测量的总质量的二进制，$M_{\rm tot} \, = \, 2.4730(6) \, M_{\odot}$。此外，我们测量了爱因斯坦延迟参数，$γ\,, = \, 0.0216(9) \, \rm s$。此外，我们测量自行的系统（$μ_α \, = \, 5.19(22)$和$μ_δ = -0.56(25)\rm~mas ~ yr^{-1}$），这不仅是重要的分析其在集群中的运动，但也是必不可少的适当解释$γ$，后者参数的相关性与投影半长轴的变化。$γ$和自行的测量，使分离的系统组件的质量：我们得到一个脉冲星质量的$M_{p} \, = \, 1.25^{+0.05}_{-0.06} \, M_{\odot}$和同伴质量的$M_{c} \, = \, 1.22^{+0.06}_{-0.05} \, M_{\odot}$。这就提出了伴星也是一颗中子星的可能性。到目前为止，对来自伴星的无线电脉冲的探测还没有成功，因…
2019-09-13 astro-ph.HE gr-qc
Search for X-ray emission from subdwarf B stars with compact companion candidates
恒星演化模型预测，密近双星系统中大多数早期型亚矮星都有白矮星伴星。在某些情况下，更大质量的伴星，如中子星或黑洞，也是可以预期的。在这些系统中，致密恒星的存在可以通过探测由亚矮星的恒星风吸积或表面热辐射提供能量的X射线来揭示。利用雨燕卫星，我们对12颗亚矮星B星的X射线发射进行了系统的搜索，根据光学研究，这些亚矮星B星被认为有简并的伴星。我们的目标都没有被探测到，但推导出的上限提供了对早期型亚矮星恒星风的少数观测约束之一。如果中子星伴星的存在得到证实，我们的结果将限制其中一些亚矮星B星的质量损失率小于10^{-13}-10 ^{-12} Msun/yr。
2011-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
J0453+1559: a neutron star-white dwarf binary from a thermonuclear electron-capture supernova?
紧凑型射电脉冲星双星系统J 0453 +1559（Martinez等人，2015年）由一颗作为$1.559(5)\,M_\odot$主要组成部分的回收脉冲星和一颗看不见的$1.174(4)\,M_\odot$伴星组成。由于$e = 0.1125$的轨道离心率相对较大，因此有人认为它的伴星是一颗中子星，使其成为迄今为止精确测定质量最低的中子星。然而，直接观测确定伴星的性质目前还不可行。此外，关于产生这种低质量中子星残骸的可能性，最先进的恒星演化和超新星建模是矛盾的。在这里，我们挑战了中子星的解释，理由是低质量的组成部分可能是一个白矮星出生在热核电子捕获超新星（tECSN）事件，其中氧氖爆燃在退化的恒星核心的超剥离祖蒸发了几个$0.1\,M_\odot$的物质，并留下一个绑定ONeFe白矮星作为第二次形成的紧凑的残余。我们确定了这种情况下所需的喷出物质量和残余反冲，以解释中子星-白矮星系统PSR~ J 0453 +1559的性质。需要在tECSNe方面开展更多工作，以评估这一设想方案的可行性。
2019-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Equilibrium spin pulsars unite neutron star populations
许多双星都是由一个双星伴星形成的，它们可以从双星伴星中吸积物质。吸积物质施加的扭矩可以导致脉冲星自旋增加或减少，并且在很长一段时间内，达到平衡的自旋速率。吸积理论在这些系统中的应用提供了一个脉冲星磁场的探测器。我们比较了大量的最近的扭矩测量吸积脉冲星与高质量的同伴的标准模型的吸积如何影响脉冲星的自旋周期。我们发现许多长自旋周期（P> 100 s）的类星体必须具有极弱（B <10 ^10 G）或极强（B> 10 ^14 G）的磁场。我们认为，强场解是更令人信服的，在这种情况下，这些自旋平衡。我们的研究结果提供了一个基本的联系与最慢的自旋周期和强磁场周围的高质量的同伴和最快的自旋周期和弱场周围的低质量的同伴的恒星星之间的证据。强磁场还将我们的卫星与磁星和强场隔离无线电/X射线卫星连接起来。我们的磁场源的强磁场和年代表明它们的磁场穿透了中子星的超导核心。
2013-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations and Modeling of the Companions of Short Period Binary Millisecond Pulsars: Evidence for High-Mass Neutron Stars
本文介绍了利用MDM天文台的望远镜对最近发现的八颗毫秒双星进行的观测。检测到四个这些系统的光学对应物，其中之一，PSR J2214+3000，是一种新的检测。此外，我们给出了两个物体PSR J1810+1744和PSR J2215+5135的光学对应物的完全相位分辨的B，V和R光变曲线，我们使用Orosz & Hauschildt（2000）的ELC模型进行模型拟合来测量未知的系统参数。对于PSR J1810+1744，我们发现即使假设100%的脉冲星自旋下降光度照射次级，系统参数也不能拟合，因此需要对该物体进行径向速度测量以获得完整的解决方案。然而，PSR J2215+5135的光变曲线使用ELC模型得到了很好的约束，我们发现中子星的质量受到这些约束，射电观测结果在3-sigma水平上大于1.75太阳质量。我们还发现模型温度和测量的颜色之间的差异，我们解释为一个额外的高温源，如静止磁盘的可能证据。考虑到这一点以及PSR J2214+5135包含一个相对高质量的伴星（大于0.1太阳质量）的事实，我们提出类似于脉冲星双星系统PSR J1023+0038和IGR J18245-2452，脉冲星可能在吸积和旋转动力模式之间过渡。
2014-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of millisecond pulsars with CO white dwarf companions - I. PSR J1614-2230: Evidence for a neutron star born massive
最近发现的一颗2兆太阳的毫秒脉冲双星（Demorest et al. 2010）不仅对高密度核物质的状态方程有重要影响，而且提出了一个有趣的问题，即中子星PSR J1614-2230是否生来就有质量。这个答案对于理解核心坍缩超新星中中子星的形成至关重要。此外，这个系统提出了关于祖先双星的性质以及它在质量交换X射线阶段如何演变的有趣问题。在本文中，我们讨论了PSR J1614-2230的祖先进化。我们已经进行了详细的恒星演化建模的中等质量的X射线双星经历的情况下A Roche瓣溢出（RLO）和应用的分析参数化计算的结果，无论是一个共同的信封演变或高度超爱丁顿各向同性再发射模式。我们发现PSR J1614-2230系统的形成有两种可能性：一种可能是它包含一颗2.2-2.6 M太阳的巨施主星，并通过一个共同的包层和旋入相演化而来;另一种可能是它起源于一颗4.0-5.0 M太阳的主序施主星的密近双星系统，并通过事例A RLO演化而来。我们的结论是，中子星出生时的质量必须分别为~1.95 M_sun或1.7+-0.15 M_sun，这大大超过了以前发现的射电脉冲星系统中的中子星出生质量。根据恒星演化和爆炸模型对中子星诞生质量的估计，我们认为PSR J 1614 -2230的起源星可能大于20 M太阳。
2011-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin-Orbit Misalignment of Merging Black-Hole Binaries with Tertiary Companions
研究了外伴星对并合黑洞（BH）双星轨道和自旋演化的影响。一个足够近和倾斜的伴星可以激发双星的Lidov-Kozai（LK）偏心率振荡，从而缩短其合并时间。在这种LK增强的轨道衰减期间，BH的自旋轴通常表现出混沌演化，导致与初始对准配置的最终自旋-轨道失准角的宽范围（$0^\circ$ - $180^\circ$）。对于不经历偏心激发的系统，只能产生适度的（$\lesssim 20^\circ$）自旋轨道失调，我们推导出一个解析表达式的最终失调使用绝热不变性的原则。自旋轨道失调直接影响引力波形，可以用来约束BH双星的形成方案和外部伴星的动力学影响。
2017-09-03 astro-ph.HE
Improved Mass and Radius Constraints for Quiescent Neutron Stars in Omega Cen and NGC 6397
我们使用Chandra和XMM观测球状星团$ω$ Cen和NGC 6397来测量它们的静止中子星（NS）的光谱，从而限制每个中子星的质量和半径的允许范围。我们还使用哈勃空间望远镜测光的NGC 6397，以确定一个潜在的光学伴星的静态NS，并找到证据表明，伴星缺乏氢。我们仔细考虑了一些系统的问题，并表明，大气成分的选择，星际介质丰度，和集群的距离可以有重要的影响推断NS质量和半径。我们发现，对于典型的NS质量，这两个NS的半径是一致的10-13公里的范围内最近的核物理实验青睐。这排除了Guillot和合作者提出的NS半径异常小的证据，该证据依赖于NGC 6397 NS的小半径推断。
2014-06-05 astro-ph.HE nucl-th
Probable Dormant Neutron Star in a Short-Period Binary System
我们已经确定2XMM J125556.57+565846.4，在600 pc的距离，作为一个双星系统，包括一个正常的恒星和一个可能休眠的中子星。光学光谱显示出一颗稍微演化的F型单星，显示出周期性的多普勒频移，有2.76天的开普勒圆形轨道，没有迹象表明有来自次级分量的光。光学和紫外测光揭示了由于F星的潮汐变形，椭球体的变化与轨道周期的一半。这颗看不见的伴星的质量被限制在$1.1$- $2.1\,M_{\odot}$的范围内，在$3σ$置信度下，质量分布的中值为$1.4\,M_{\odot}$，这是已知中子星的典型质量。主序星不能伪装成暗伴星。可能的伴星质量的分布仍然允许一个非常大质量的白矮星的可能性。伴星本身也可能是由一颗白矮星和一颗M星组成的一对近距离双星，或者是两颗白矮星，尽管双星演化不太可能导致这样一个近距离的三重系统。关于休眠中子星的确定性的类似的模糊性必然会影响这种类型的非相互作用系统的大多数未来发现。如果这个系统确实包含一颗休眠的中子星，它将在未来成为一个明亮的X射线源，之后甚至可能拥有毫秒脉冲星。
2022-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recycling of Neutron Stars in Common Envelopes and Hypernova Explosions
在本文中，我们提出了一个新的合理的机制，超新星爆炸特有的密切的双星系统。研究的起点是由一颗红超巨星和一颗中子星组成的双星演化过程中的共同包络相。当中子星盘旋着向它的伴星中心移动时，它通过盘吸积而旋转起来。根据中子星通过邦迪-霍伊尔机制捕获的气体的特定角动量，当它仍然在公共包层内或与伴核合并后，它可能达到毫秒周期。高吸积率可能导致中子星强烈的差速自转和磁星强磁场的产生。如果磁星风的磁场与$10^{15}\,$ G一样强，它就能吹走共同的包层;如果磁星风与$10^{16}\,$ G一样强，它就能摧毁整个伴星。总爆炸能量可与毫秒脉冲星的转动能量相当，达到$10^{52}\,$ erg。然而，预期仅少量的$^{56}$ Ni以这种方式产生。其结果是一个不寻常的II型超新星，在平台阶段具有非常高的光度，随后亮度急剧下降，光变曲线尾部陡峭。其残骸要么是一颗单独的磁星，要么是一颗包含沃尔夫-拉叶星和磁星的近距离双星。当沃尔夫-拉叶星爆炸时，这将是同一双星中的第三次超新星爆炸。
2011-03-29 astro-ph.HE
Binary evolution leading to the formation of the very massive neutron star in the J0740+6620 binary system
我们研究了近距离双星系统的演化，以解释最近观测到的包含有史以来最大质量的毫秒脉冲星PSR J0740+6620及其超冷氦白矮星伴星的双星系统的存在。为了找到这个天体的祖先，我们用我们的恒星程序计算了由一颗中子星和一颗正常施主星组成的几个双星系统的演化。我们假设质量传递是保守的。我们还探讨了辐射反馈对系统的影响。我们发现辐照模型也为毫秒脉冲星及其伴星提供了足够的模型，因此辐照和非辐照系统都是PSR J0740+6620的良好祖星。最后，我们得到了一个双星系统，演变和帐户的观测数据组成的PSR J 0740 +6620（即轨道周期，质量，有效温度和推断的金属丰度的同伴，和质量的中子星）在一个时间尺度小于宇宙的年龄。为了达到观测到的低有效温度，施主星应该有观测所需的氦包层。
2020-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A revised energy formalism for common-envelope evolution: repercussions for planetary engulfment and the formation of neutron star binaries
共包层演化是双星系统演化的一个阶段，其中一颗巨星吞没了一颗伴星。标准的能量形式主义是一个分析框架，估计的能量转移到恒星的信封，吞没它的伴星的收缩轨道。我们分析表明，这种能量转移是大于预测的标准形式主义。当伴星的轨道收缩时，它所包围的质量会变小，伴星的束缚会比被包围的质量保持不变时更小。因此，更多的能量必须转移到包层，使轨道进一步收缩。我们得到一个修订的能量形式主义，占这种效果，并讨论其后果在两个方面：形成的中子星双星，和吞噬的行星和褐矮星的宿主恒星。抛射恒星包层所需的伴星质量要小到$50\%$，这导致了共同包层演化结果的差异。在恒星外层的能量沉积，这是有关的瞬态光度和持续时间，是高达一个$\approx7$高的因素。因此，如文献中所定义的，高于1的公共包络效率值不一定是非物理的，并且至少部分地由能量沉积的不完整描述引起。修正后的能量形式可以提高我们对恒星合并和共包络观测和模拟的理解。
2022-11-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
A neutron star candidate in the long-period binary 56 UMa
UMa 56是一个宽的双星系统，包含一颗化学性质奇特的红巨星和一颗暗淡的伴星。由于它的表面化学丰度，红巨星被归类为钡（Ba）星。这意味着这颗伴星必须是一颗白矮星，因为Ba星是在从一颗富含s-过程的渐近巨星分支（AGB）星转移质量到它们身上时形成的。然而，在56 Uma的情况下，伴星可能太大，不可能是有效产生s过程元素（如钡）的AGB星的后代。在这封信中，我们重新审视了该系统的轨道参数，并进行了全面的光谱分析，目的是调查巨星的Ba星分类，并揭示其微弱伴星的性质。我们结合径向速度和天体测量数据来改进系统的轨道参数，包括轨道倾角和伴星质量。然后，我们使用高分辨率HERMES光谱重新确定了巨星的恒星参数及其化学丰度。最后，我们研究了系统附近星际气体的形态。56 UMa中的暗组分质量为$1.31 \pm 0.12$ M $_{\odot}$，这与红巨星的混合s+r丰度剖面一起证实了该巨星不是标准的钡星。此外，围绕56 UMa的空洞的清晰识别可能表明，大约105年前在该系统中发生了超新星爆炸，这表明微弱的伴星可能是中子星。然而，找到一个进化的情况下，解释所有的可观测值是不平凡的，所以我们讨论不同的可能配置的系统和它们各自的优点。
2023-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Induced Circular Polarization on Photons Due to Interaction with Axion-Like Particles in Rotating Magnetic Field of Neutron Stars
本研究利用量子玻尔兹曼方程探讨中子星旋转磁场中类轴子相互作用对光子偏振的影响，发现毫秒中子星周期性磁场可诱导圆偏振，并提出以联星系统作为探测手段，排除了特定质量与耦合常数范围内的类轴子参数空间。
2024-04-25 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
An Optical Study of the Black Widow Population
对“黑寡妇"毫秒双星的加热亚恒星伴星进行的光学研究提供了关于毫秒双星粒子和辐射输出以及中子星质量的独特信息。在这里，我们提出了一组相对明亮的BW的光学光度学和光谱学的分析，许多新发现的费米$γ$射线源。解释光学数据需要复杂的伴热模型。我们提供了一个统一的分析，选择首选的加热模型和报告的同伴的质量和半径，脉冲星加热功率和中子星质量。亚恒星伴星基本上是简并的，平均密度为$15-30\times$ Solar，但在零温度半径以上膨胀。我们发现的证据表明，最极端的再生BW双星既有大的$>0.8M_\odot$吸积质量和低$<10^8$ G磁场。检查一组重BW，我们推断，中子星质量大于$2.19 M_\odot$（$1σ$置信度）或$2.08 M_\odot$（$3σ$置信度）是必需的;这些界限排除了所有，但在标准表格中最僵硬的状态方程。
2022-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Spectroscopic Study of the Extreme Black Widow PSR J1311-3430
我们报告了PSR J1311-3430的一系列光谱观测，PSR J1311-3430是一颗有氦星伴星的极端黑寡妇伽马射线脉冲星。在先前的研究中，我们估计中子星的质量为M_NS= 2.68+/-0.14 M_Sun（统计误差），基于有限的光谱学和基本（直接加热）光变曲线模型;然而，更大的模型依赖的系统学支配质量的不确定性。我们的新光谱学揭示了一系列复杂的源行为。He I伴星风辐射谱线的变化在宽波段测光中占主导地位，特别是在红滤光片或最小亮度附近，风通量应在自旋下降时间内完成伴星蒸发。伴星的受热面也经历了剧烈的耀斑，在恒星的20%以上达到40，000 K;这可能是由伴星产生的磁场驱动的。目前已较好地测量到伴星的光心径向速度，K_CoL = 615.4 ± 5.5km/s。我们检测到非正弦速度分量，由于加热面通量分布。使用我们的光谱切除耀斑和风线，我们产生大幅改善的光变曲线的同伴连续拟合。我们发现，推断的倾角和中子星质量，但是，仍然很敏感的约束加热模式。中子星的质量M_NS可能小于直接加热值，在赤道极端加热集中的情况下可能低至1.8 M_Sun。虽然我们还不能确定M_NS，但我们的数据表明，双星内部的激波重新处理了脉冲星的辐射，并加热了伴星。改进的光谱，特别是，模型，包括这样的冲击加热需要精确的参数测量。
2015-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term evolution of spin and other properties of neutron star low-mass X-ray binaries: implications for millisecond X-ray pulsars
本研究利用MESA程序系统计算中子星低质量X射线双星的长期演化，考虑重子-引力质量转换的关键作用，匹配4颗吸积毫秒X射线脉冲星的观测参数，揭示其演化规律并探讨褐矮星伴星源的解释挑战。
2024-10-10 astro-ph.HE
Formation of Binary Millisecond Pulsars by Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs under Wind-Driven Evolution
大质量白矮星（WD）的吸积引起的坍缩被认为是形成毫秒双星（MSP）的重要通道。最近对WD双星热时间尺度质量转移的研究表明，由此产生的MSP可能具有相对较宽的轨道周期（$\gtrsim 10$天）。在这里，我们计算的WD双星的演化考虑到激发风从伴星引起的X射线照射的吸积WD，这可能会驱动快速的质量转移，即使当伴星的质量小于WD。这种情况自然可以解释低质量X射线双星4U 1822 $-$ 37中强场中子星的形成。在AIC之后，当伴星重新填充其洛希瓣时，质量转移恢复，并且中子星由于质量吸积而再循环。大部分的双星将演化为带有He WD伴星的双星MSP，其轨道周期分布在$\gtrsim 0.1$天和$\lesssim 30$天之间，而其中一些可能会遵循灾难性的变星状演化，朝向非常短的轨道。如果我们假设新生的中子星以MSP的形式出现，并且它的一部分旋转能量被用来烧蚀它的伴星，那么双星也可能演化成类似红背星的系统。
2014-12-23 astro-ph.HE
Neutron star-companion interaction in core collapse supernovae. Population synthesis based on detailed binary evolution models
Argelander Institut für Astronomie（阿根兰德天文研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS-Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，法国国家科学研究中心-索邦大学）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS（中法天文联合实验室，法国国家科学研究中心）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）
研究探讨了核心坍缩超新星中中子星伴星相互作用（CCIs）的发生率和观测特征，通过分析双星演化模型预测了周期性CCIs的出现频率及光变曲线的周期范围。
2026-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fallback supernova assembly of heavy binary neutron stars and light black hole-neutron star pairs and the common stellar ancestry of GW190425 and GW200115
异常重的中子星合并双星GW 190425的发现与已知的双中子星双星和引力波源GW 170817中的银河系双星的质量分布形成了鲜明的对比。我们建议在这里的形成通道重二进制中子星和轻黑洞-中子星二进制中，大质量的氦星，其中有他们的氢信封在一个共同的信封阶段，保持紧凑，避免质量转移到中子星的同伴，可能避免脉冲星回收。我们提出了三维模拟的超新星爆炸的大质量剥离氦星，并遵循质量回落的演变和随后的吸积到中子星的同伴。我们发现，回落导致显着的质量增长，在新形成的中子星。这可以解释像GW 190425这样的重双星中子星系统的形成，也可以预测像GW 200115这样的轻黑洞-中子星系统的组装。这种形成途径与观测到的银河系中双星中子星的质量-偏心率相关性是一致的。最后，避免质量转移表明我们银河系中脉冲星双星的自旋周期异常长。
2021-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar J0453+1559: A Double Neutron Star System with a Large Mass Asymmetry
为了了解超新星和中子星形成的本质，以及双星恒星演化和它们之间的相互作用，探测中子星质量的分布是非常重要的。到目前为止，所有双NS（DNS）系统的质量比均接近1（q $\geq$ 0.91）。本文报道了利用近星点推进速率和Shapiro延迟测量4.07天双星脉冲星J 0453 +1559的单个质量：脉冲星的质量为1.559（5）$M_{\odot}$，其伴星的质量为1.174（4）$M_{\odot}$ ; q = 0.75。如果这颗伴星也是一颗中子星（NS），如系统的轨道偏心率（e=0.11）所示，那么它的质量是任何此类天体中精确测量的最小质量。该脉冲星的自旋周期为45.7 ms，自旋导数为1.8616（7）x $10^-19$ ;由此我们得出其特征年龄约为4.1 x $10^9$年，磁场约为2.9 x $10^9$ G，即该脉冲星是通过吸积伴星前身的物质而温和地再循环的。这表明它是以（非常接近）目前的质量形成的。因此，NS的质量范围很广，这对于理解它们在超新星中的形成很重要。这对于寻找NS-NS合并过程中释放的引力波也很重要：现在很明显，我们不应该假设所有的DNS系统都是对称的。
2015-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The nature of very-faint X-ray binaries: Near-infrared spectroscopy of 1RXH J173523.7$-$354013 reveals a giant companion
本文通过近红外光谱研究极暗X射线双星J1735，发现其伴星为巨星，提出其可能是一个供体星溢出洛希瓣的宽双星系统，并推测其会周期性发生接近爱丁顿极限的明亮爆发。
2023-11-25 astro-ph.HE
Formation of millisecond pulsars with CO white dwarf companions - II. Accretion, spin-up, true ages and comparison to MSPs with He white dwarf companions
毫秒双星（MSP）的主要特征是它们的自旋周期、B场和质量，这些质量在很大程度上受到双星系统中伴星先前相互作用的影响。在本文中，我们研究的MSPs的形成机制，考虑脉冲星回收过程中的中等质量X射线双星（IMXB）和低质量X射线双星（LMXB）。IMXB主要导致形成具有大量碳-氧（CO）或氧-氖-镁白矮星（ONeMg WD）伴星的二进制MSP，而LMXB形成具有氦白矮星（He WD）伴星的再循环双星。我们讨论的吸积物理导致的自旋线的PP点图，并证明这样的线不能被唯一定义。我们推导出一个简单的表达式，为任何给定的脉冲星实现其平衡自旋所需的吸积质量的量，并应用此来解释所观察到的不同类型的同伴的回收脉冲星的自旋分布的差异。从数值计算中，我们提出了进一步的证据，证明在罗奇瓣解耦阶段（Tauris 2012），在LMXB中吸积X射线MSP的旋转能量显著损失，并证明在IMXB中相同的影响可以忽略不计。我们研究了循环与CO WD同伴通过案例BB罗氏瓣溢出（RLO）的裸氦星后共同信封双星。我们发现，这类恒星的典型吸积量为0.002-0.007 M_sun，这足以解释它们的自转周期。我们在PP点图中引入射电MSP的等时线，以跟踪它们的自旋演化，并通过与观测结果的比较讨论它们的真实年龄。最后，我们将自旋上升过程的结果应用于大质量脉冲星J1614-2230（论文I），并对一些回收的脉冲星的出生质量提出了新的限…
2012-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical spectroscopy of the quiescent counterpart to EXO 0748-676
我们介绍了中子星X射线双星EXO 0748-676在2008年秋季恢复平静后的相位分辨光谱学和X射线定时。X射线光变曲线显示的日食在轨道周期、轨道相位和持续时间上与回归平静前的预测和测量一致。在光谱中出现了Ha和He I发射线，显示了双星伴星轨道的特征，将径向速度半振幅的下限K2设置为>405 km/s。连续谱中的通量和发射谱线都显示出轨道调制，表明我们观测到了被中子星照射的双星伴星的半球。由于这种辐射的影响，排除了直接测量双星伴星的径向速度半振幅;事实上，在光谱中看不到恒星吸收线。尽管如此，我们的观测对中子星的质量提出了一个严格的下限，即M1>1.27 Msun。对于正则中子星质量为M1=1.4 Msun，质量比被限制为0.075<q<0.105。
2009-07-16 astro-ph.HE
Precise mass measurements for the double neutron star system J1829+2456
PSR J 1829 +2456是一颗射电脉冲星，位于相对论双星系统中，与另一颗中子星相邻。它有一个41毫秒的自转周期和一个轻度偏心（$e = 0.14$）的28小时轨道。我们继续用阿雷西博射电望远镜进行观测，现在已经测量了这个系统中单个中子星的质量。脉冲星和伴星的质量分别是$1.306\,\pm\,0.007\,M_{\odot}$和$1.299\,\pm\,0.007\,M_{\odot}$（2 $σ$ - 95%置信度，除非另有说明）。我们还测量了这个系统的自行，并用它来估计空间速度为49 $^{+77}_{-30}$公里s $^{-1}$相对于当地标准的休息。相对较低的伴星质量、空间速度和轨道偏心率使它与其他双中子星系统相似，在其他双中子星系统中，第二个形成的中子星被认为是在低反冲、低质量损失的对称超新星中形成的。
2020-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
PSR J0952-0607: The Fastest and Heaviest Known Galactic Neutron Star
我们描述了“黑寡妇”脉冲星PSR~ J 0952 $-$ 0607的伴星的射电望远镜分光光度和成像，它是银河系圆盘中已知旋转最快的中子星（NS）。这颗伴星在最小亮度时非常微弱，这给观测带来了挑战，但我们已经测量了它的光变曲线，并获得了它轨道上被照亮的“白天”部分的径向速度。模型拟合表明系统倾角$i=59.8\pm 1.9^\circ$和脉冲星质量$M_{NS} = 2.35\pm 0.17 M_\odot$，这是迄今为止发现的最大测量质量。模型的不确定性很小，因为加热并不极端;伴星位于其洛希瓣内，一个简单的直接加热模型提供了最佳拟合。如果NS开始于一个典型的脉冲星诞生质量，几乎$1 M_\odot$已经吸积;这可能与特别低的固有偶极子表面场有关，估计为$6\times 10^7$ G。结合对其他黑寡妇和红背彗星的再分析，我们发现在$1σ$ $(3σ)$置信度下，最大NS质量的最小值为$M_{\rm max} > 2.19 M_\odot$ $(2.09 M_\odot)$。这是$\sim 0.15 M_\odot$比通过无线电Shapiro延迟技术测量的白矮星脉冲星双星所暗示的$M_{\rm max}$的下限重。
2022-07-11 astro-ph.HE
Peering into the dark side: magnesium lines establish a massive neutron star in PSR J2215+5135
紧凑双星中的新毫秒脉冲星（MSP）为寻找最大质量的中子星提供了一个很好的机会。它们的主序星伴星经常受到脉冲星的强烈辐射，使有效光中心偏离它们的重心，使质量测量变得不确定。我们提出了一系列的光学光谱和光度观测PSR J2215+5135，一个“红背”的二进制MSP在4.14小时的轨道，并测量一个激烈的温度对比暗/冷（T $_\mathrm{N}$ =5660 $^{+260}_{-380}$ K）和亮/热（T $_\mathrm{D}$ =8080 $^{+470}_{-280}$ K）的伴星双方。我们发现径向速度系统地依赖于用于测量它们的大气吸收线。也就是说，用镁三线测量的J2215径向速度曲线的半振幅比用氢巴耳末线测量的径向速度曲线的半振幅系统地高10%。我们将其解释为强辐射的结果，即金属线占主导地位的暗侧的同伴（移动更快）和巴耳末线跟踪其明亮（较慢）的一面。进一步，用辐射星的物理模型同时拟合两组分径向速度曲线和三波段光变曲线，得到质心速度KPDMATHABMQ = 412.3PDMATHABMR 5.0km sPDMATHABMS，轨道倾角i= 63.9PDMATHABMT $^{+2.4}_{-2.7}$ .我们的模型是能够重现所观察到的通量和速度，而不调用辐射的扩展源。我们测量了中子星和伴星的质量分别为M $_1$ =2.27 $^{+0.17}_{-0.15}$ M $_…
2018-05-22 astro-ph.HE nucl-ex
SWIFT J1749.4-2807: A neutron or quark star?
本文研究了一颗具有X射线食的吸积毫秒脉冲星SWIFT J1749.4 $-$ 2807（以下简称J1749），并尝试用各种方法对该双星系统进行限制，包括Roche瓣的限制、主序星和白矮星伴星的质量-半径关系以及脉冲星的实测质量函数。计算是基于伴星的半径已经达到洛希半径（或90%）的假设，但脉冲星的质量并没有被假设为某个值。我们的结果如下。伴星应该是MS，当半径等于Roche半径时，我们有质量为$M\simeq 0.51 M_{\odot}$、半径为$R_{\rm c}\simeq 0.52R_{\odot}$、倾角为$i\simeq 76.5^{\circ}$的伴星;当半径达到Roche半径的90%时，我们有$M\simeq 0.43M_{\odot}$、$R_{\rm c}\simeq 0.44R_{\odot}$和$i\simeq 75.7^{\circ}$。我们还得到了J 1749，$M_{\rm p}\simeq 1M_\odot$的质量，并得出结论：如果旋转模不稳定性的临界频率与开普勒不稳定性的临界频率之比大于$\sim 0.3$，则该脉冲星可能是夸克星。相对较低的脉冲星质量（约为$\sim M_\odot$）也可能挑战毫秒脉冲星起源和演化的传统循环方案。本文所提出的结果有望通过未来的观测进行检验。
2010-07-19 astro-ph.HE
Accretion from a Shock-Inflated Companion: Spinning Down Neutron Stars to Hour-Long Periods
本研究提出中子星在密近双星中通过捕获超新星激波伴星抛射物形成吸积盘的新通道，通过吸积盘与中子星磁层相互作用引发“螺旋桨”阶段使其快速自转减慢，为“死亡线”外的超长周期脉冲星提供了统一解释。
2025-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the propeller regime with wide neutron star binaries
本文通过模拟宽中子星双星系统中螺旋桨阶段的持续时间与吸积起始条件，并结合SWIFT J0850.8-4219的观测约束，揭示了磁场和轨道间距对中子星能否进入螺旋桨阶段及后续吸积演化的关键影响。
2024-09-01 astro-ph.HE
Atmospheric Circulation on Black Widow Companions
我们提出了一个模型，在二进制毫秒脉冲星（MSP）的同伴大气风环流，显示如何的光学光变曲线（LC）和径向速度（RV）是敏感的风流，导致LC轨道相移和不对称性，观察几个'蜘蛛' MSP。谱线的速度宽度为测量表面风速提供了额外的机会。作为例子，我们适合黑寡妇脉冲星J1959+2048和红背脉冲星J2215+5135的光学数据，风加热模型（WH）在统计上强烈优于直接加热（DH）的对象，虽然后者是更好地适合与热点。一般来说，WH效应倾向于增加推断的轨道倾角$i$和减少推断的伴星质心径向速度振幅$K_\mathrm{c}$ ;这两种效应都减少了推断的中子星质量。即使有这样的减少，我们发现两颗中子星的质量都很大：分别是$2.18\pm0.09M_\odot$和$2.28^{+0.10}_{-0.09}M_\odot$（对于从整体热流拟合的适度表面速度;超音速光球风可以稍微改变这些值）。这些都是已知的最高质量，我们改进的建模增加了信心，结果对于理解致密物质状态方程很重要。
2020-02-27 astro-ph.HE
The $\textit{False Widow}$ Link Between Neutron Star X-ray Binaries and Spider Pulsars
过渡毫秒双星（tMSP）的发现为中子星（NS）低质量X射线双星（LMXB）构成了向毫秒双星（MSP）演化的部分途径提供了确凿的证据。红背和黑寡妇“蜘蛛”星是双星MSP的一个子类，它们通过烧蚀“吞噬”它们的同伴--通过烧蚀，物质被脉冲星风从恒星表面升起。除了减少伴星的质量外，烧蚀还引入了可观察到的特征，例如在足够高的倾角下观察到的系统中的扩展，能量依赖和不对称的日食轮廓。在这里，我们提出了一个详细的研究和比较的X射线日食的两个NS LMXB; $\textit{Swift}$ J1858.6 $-$ 0814和EXO 0748 $-$ 676。在这两个LMXB中观测到的一些X射线食特征与食红背星和黑寡妇星的射电食特征相似，表明它们也可能拥有烧蚀的伴星。X射线照射或脉冲星风可以驱动消融。我们进行轨道相位分辨光谱两个LMXB映射柱密度，电离和覆盖的物质流出的分数。由此，我们推断在这两个系统中的伴星周围存在高度电离和cloudlated烧蚀的材料。我们将经历消融的LMXB称为$\textit{false widows}$，并假设消融开始于LMXB阶段，推测它们可能是红背星系的祖先。因此，假寡妇可以提供LMXB和蜘蛛网络之间的联系。在非吸积状态下的无线电脉动的检测可以支持这一假设。
2023-01-31 astro-ph.HE
Evolution of Main-Sequence-like Surviving Companions in Type Ia Supernova Remnants
最近对Ia型超新星爆发的理论和数值研究表明，非简并的伴星可以在超新星撞击过程中存活下来，并且可以在附近的超新星遗迹中检测到。然而，观测工作显示，从标准的单简并通道幸存的同伴的存在不太有希望的证据。自旋上升/自旋下降模型是解释未检测到幸存同伴的可能机制。在这些模型中，自旋上升阶段可能会增加爆炸的临界质量，导致超rasekhar质量爆炸，而自旋下降阶段可能会导致额外的质量损失和角动量重新分布。由于旋转白矮星延迟爆炸的自旋下降时间尺度尚不清楚，本文通过超新星碰撞和幸存同伴随后的恒星演化的二维流体动力学模拟，探索了一个巨大的主序类幸存同伴的参数空间。提供了描述质量剥离效应、超新星反冲和超新星加热深度的紧密的普适关系。我们的研究结果表明，尚未检测到幸存的同伴从附近的Ia型超新星遗迹的观测可能有利于低质量的同伴，短的二元分离，或更强的超新星爆炸能量比标准的单简并通道。
2022-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
